參宿四

參（ㄕㄣ）宿（ㄒㄧㄡˋ）四（英語：Betelgeuse）是一粒光譜類型 M 一鋪二的紅超巨星，嘛是肉眼可見的上大恆星之一。伊通常是夜空中第十光的恆星，嘛是獵戶座的第二光星，因為參宿七。伊是一粒明顯的紅色半規則變星，其視星等在 + 零交零和 + 一丈六之間的變化，是一等星中變光範圍上闊的。佇近紅外波長之下，參宿四是夜空中上蓋光的恆星。伊的拜耳名稱是「獵戶座 α」，拉丁化名號做「Alpha Orionis」，縮寫為「Alpha Ori」抑是「α Ori」。

若是位佇咱日頭系的中心，伊的表面共佇小行星𤆬以外，水星、金星、啊地球佮火星啊軌道以內的一切攏將予吞食去。就算講按呢，河溪的內底猶閣有幾粒閣較大的恆星，包括超巨星的造父四（仙王座 μ）佮奇特的特超巨星大犬座 VY。因為各種的原因，伊的距離一直足歹掠的，目前的最佳估計值大約是五百世界六百光年。這對相對較近的恆星來講，是一个相對較大的無確定性。所以，計算所得的參宿四質量範圍對略低於日頭的十倍到略仔懸於日頭的二十倍不等。伊的絕對星等約為-六。參宿四的年歲無到一 , 零萬年，因為其質量大來快速演化，按算上有可能佇咧十萬冬內，共超新星爆炸結束其演化。伊予人認為是按包括獵戶腰帶的誕生地，獵戶座 OB 一星協彈射出來的走傱。依據觀測，伊就會使三十  km / s 的速度穿過星際介質，形成一个超過四光年闊的弓形震波。

佇一九二空年，參宿四成做第一粒量測著光球角大細的日頭系外恆星。隨後的研究報告了角直徑（即表觀 sài-sù）的範圍為空空四二到空吱空五六弧秒；該測定的範圍歸因為非球形、四箍螺仔烏暗、恆星脈振動佮無仝款波長之下的無仝外觀。伊閣予一个大約是恆星大細的兩百五十倍，複雜、毋著講的包絡包圍咧嘛；這是對恆星本身的質量流失造成的。對地球觀測著的參宿四角直徑干焦佇劍魚座 R 佮日頭的角直徑。

對二空一九年十月開始，參宿四明顯開始變暗，到二空二空年二月中旬，伊的光度對零七星等咧降到一丈七星等，下降差不多三倍。到二空二空年二月二十二，參宿四停止變暗，而且光度開始回升；正如二空二二年二月二十五號報導的彼款，一直保持佇咧閣較正常的光度範圍內底。紅外觀測發現，佇過去的五零年內底，光度無顯變化，這表明反暗是因為消光抑是大粒粒周塵造成的變化，毋是恆星光度的藏佇咧變化。使用哈伯太空召鏡佇二空二空年進行的一項研究表明，遮閘星光的塵埃是由表面物質拋射產生的。這款表面物質拋射將物質拋射到距離恆星數百萬 khí-looh 的所在，然後冷卻形成致使恆星變暗的塵埃。

號名法

約翰 ・ 拜耳佇一六空三年共這粒恆星號名做「獵戶座 α」（拉丁化做 _ Alpha Orionis _）。

固有的名稱 _ Betelgeuse _ 源自阿拉伯 يد الجوزاء‎ _ Yad al-Jauzā’_，意思就是講 " 獵人的肩胛頭（_ al-Jauzā』_ [i . e . Orion] "）。 西元十三世紀的一个錯誤，共阿拉伯語 " ya " 讀作 " ba "，致使歐洲的名字。佇咧英語，這个名有四種常見的發音，這著愛決定頭一个 _ e _ 是短音抑是長音，以及 " s " 是 " s " 抑是 " z "：

• / ˈbɛtəldʒuːz /
• / ˈbiːtəldʒuːz /
• / ˈbɛtəldʒuːs /
• / ˈbiːtəldʒuːs /

最後一个的發音因為伊聽起來若像 " Beetlejuice "（龜仔汁）去予普遍。

佇二空一六年，IAU 組織了恆星號做工作組（WGSN）對恆星的專有名稱進行編目佮標準化。WGSN 佇二空一六年七月的第一份公告，包括講 WGSN 批准的前兩批名稱的表格，其中包括這粒恆星的名稱做 _ Betelgeuse _（參宿四）； 伊這馬予人列入去 IAU 天星 kha-tá-lok-guh 中。

觀測歷史

自古以來，參宿四及其紅色就已經注意著矣；古天文學家托勒密共其色描述做 ὑπόκιρρος（" hypókirrhos "=抑是濟抑是少的柑仔色茶色）， 這術語尾仔佇烏魯伯格的「Zij-i Sultani」就共翻譯做「rubdo」，咧拉丁語的意思為「紅潤」。 佇彼个十九世紀，現代的恆星光譜分類法創立進前，安吉洛 ・ 西奇以其自創的恆星分類法共參宿四作為第三類（柑仔色至紅色恆星）的原型。比較起來，在托勒密進前的三个世紀，中國天文學家觀察著參宿四呈「黃色」；若準著的時陣，這款的觀測可能表明這粒恆星佇咧當當時是佇咧黃超巨星的階段，鑑於這陣仔對這粒恆星複雜星周環境的研究，這是一種可能性。

佇咧中國，《 史記 ・ 天官書》講：「 參為白虎。三星直者，是為衡石。下有三星，兌，鋪罰，為斬艾事。其外四星，左右肩股嘛。小三星曲痀，鋪排，為虎首。

新的發現

南澳大利亞的原住民群體一直咧分享參宿四亮度的變化，上無已經有一 , 零零零年的話頭講。

對北極區的緯度來看，參宿四的紅色佮天空中比參宿七較懸的位置，使因為伊閣較光，當地的一个名是「Ulluriajjuaq」「大恆星」。

赫歇爾的觀測

一八三六年，約翰 ・ 赫歇爾爵士佇咧《天文學概欲》（_ Outlines of Astronomy _）發表著伊的觀察結果，咧講參宿四度的變化。對一八三六年到一八四零年，伊注意到參宿四在一八三七年十月佮一八三九年十一月閣再超過參宿七點，星等發生重大變化。隨後是一零年的靜止期；然後佇一八四九年，赫歇爾注意著另外一个短暫的變化週期，佇一八五二年達到頂峰，但是一九五七年到一九六七年干焦足細的變化。美國變星觀測者協會（AAVSO）的記錄顯示，佇一九三三年和一九四二年觀測著的上大的光度做空吱二，佇一九二七年佮一九四一年觀測著上細為一鋪二。這款光度的變化定去予人錯誤的解說為啥物約翰 ・ 拜耳佇一六空三年發表矣伊的《測天圖》，共這粒恆星號名做「α」，因為伊可能佮通常愈光的參宿七（「 β」）相輸予媠；其實是因為伊佇咧接近頭殼的肩胛頭頂懸。

二十世紀的觀測

佇一九二空年，阿爾伯特 ・ 邁克生佮法蘭西斯 ・ 皮斯佇咧威爾較輸山天文台的二鋪五米望遠鏡的頭前安裝六米干涉儀。佇咧約翰 ・ 安德森的協助之下，三人量測參宿四的角直徑為零零四七 "，根據其視差值零交零一八 "，得出了直徑為三瀨八四 × 一百空八  km（二孵五八  AU）。 毋過，周邊烏暗佮測量精差致使遮的測量精差的無確定性。

一九五空年代佮一九六空年代，有兩項發展影響紅超巨星的恆星對流理論：平流層觀測儀專案佮一九五八年出版的《恆星的結構佮演化》，主要是馬丁 ・ 史瓦西佮伊佇咧普林斯敦大學的同事，理查 ・ 哈姆的工課。這本冊傳播了如何應用電腦技術來創建恆星模型的想法，平流層觀測儀項目是通過使用氣球會當看遠鏡紮致使地球雄流上方，產生一寡到今為止所見上幼路的米粒組織佮日頭烏子影像，對今仔證實著日頭大氣中存在對流。這兩項發展攏證明呢，對阮了解像參宿四這款紅巨星的結構，有意思真深的衝擊。

成做突破

佇一九七空年代，天文學家看著天文成像技術的一寡重大進步，對安托萬 ・ 拉貝里發明斑點干涉測量開始，這陣過程顯明減少視寧度引起的模糊效應。伊增加了地面望遠鏡的光學解析度，允准對參宿四的光球進行閣較精確的測量。綴著威爾遴山、洛克山佮佇夏威夷毛納基山等山頂紅外召鏡的改進，天體物理學家開始看視圍踅超巨星的複雜星周殼。使𪜶懷疑的存在著由流產生的巨大氣泡。毋過一直到一九八空年代末和一九九空年代初，參宿四成做孔徑掩崁干涉測量的定定規目標的時，可見光佮紅外成像才取得突破。這項新技術是由卡文迪啥物天體物理學組的約翰 ・ 鮑德溫和同事開創，所以採用一个細崁蓋，咧望遠鏡目睭仁的平面上有幾个空，共空徑轉換做一組干涉陣列。該技術為參宿四提供一寡上準確的測量，同時揭示恆星光球頂懸的光點。這是除日頭以外的第一張恆星盤面的光學佮紅外圖像，代先來自地面干涉儀，尾仔來自 COAST 召鏡的懸解破度觀測。用遮的儀器觀察著的「光斑塊」抑是「熱點」若親像證實了史瓦西幾十年前提出的一个理論，即大質量對流細胞主導恆星表面。

佇一九九五年，哈伯太空召鏡的暗天體 kha-mé-lah 掠著紫外線圖，其解析度真優於地面干涉儀得著的解析度：這是另外一粒恆星盤的第一个定定規望遠鏡圖像（抑是 NASA 術語中的「直接圖像」）。 因為紫外線會予地球大氣層吸收，這波長的觀測上好由太空召鏡咧進行。像較早的相片仝款，這張圖像包含一个明亮的斑塊，表明西南象限是比恆星表面較熱二 , 零  K 的區域。了後用戈達德高解析攝譜儀翕的紫外線光譜表明，熱點是參宿四的旋轉極之一。這使旋轉軸佮地球的方向行角的約是二十 °，並且佮天北極的方位角約是五十五 °。

二空空空年的研究

佇二空空空年十二月發表的一項研究中，用紅外線空間干涉儀（ISI）佇咧中紅外波長落測量矣這粒恆星的直徑，產生了五十五個人又閣 ± 空七五  mas 的周邊變暗估計值-這个數位佮邁克爾遴八Ｏ年前的發現完全一致。出版的時陣，依巴谷任務的估計視差為七堵六三 ± 一孵六四  mas，著愛出參宿四的估計半徑為三鋪六  AU。毋過，二空空九年發表的一項紅外干涉研究宣佈，自一九九三年以來，這粒恆星以愈來愈緊的速度縮小矣十五，但星等煞無顯著減少。紲後的觀測建議講，明顯的收縮可能是因為恆星擴展大氣內底的殼層活動。

除了恆星以外，關於參宿四擴展大氣層的複雜動力學嘛出現問題。構成恆星系統的質量綴著恆星的形成佮破壞去予回收去，紅超巨星是主要欲貢獻者，但是質量損失的過程猶原是一个謎猜。隨著干涉測量方法的進步，天文學家可能接近解決這个難題。二空空九年七月，由地面的甚至大召鏡干涉儀（VLTI）攝影，歐洲南方天文台發佈的圖像顯示，大量的氣體羽流對恆星延伸三十  AU 進入周圍的大氣層。遮的物質拋射等於日頭佮海王星之間的距離，是參宿四箍輾轉大氣層內底發生的真濟事件之一。天文學家已經確定矣參宿四箍輾轉至少有六个殼層。敨開恆星演化後期質量損失的謎猜團，可能會公示致使遮的巨大恆星爆炸性死亡的遐的因素。

二千空一十九–二空年的衰微

參宿四是一粒脈動的半規則變星，因為其大細佮溫度的變化，伊會經歷過幾若改光度新增佮減少的週期。首先注意著參宿四變暗的天文學家是維拉諾瓦大學天文學家理察 ・ 瓦薩托尼克（Richard Wasatonic）佮愛德華 ・ 吉南（Edward Guinan）， 以及業餘愛好者托馬斯 ・ 卡爾德伍德（Thomas Calderwood）。 理論上認為，正常的五更加九年光禮拜上細值佮比正常的四百二十五工禮拜閣較深的巧合是其驅動因素。二空一九年尾推測的其他可能原因是氣體抑是埃的噴發，抑是恆星表面光度的波動。

到二空二空年八月，主要利用哈伯的太空召鏡的紫外觀測對參宿四進行的長期佮廣泛的研究表明，想袂到的變暗可能是由大量來超懸溫物質噴射著太空造成的。遮的物質冷卻後形成做塵雲，阻擋來自參宿四表面四分之一的星光。哈伯太空召鏡佇咱九月、十月佮十一月掠著矣幼路、加熱的物質佇恆星大氣層中徙的現象，隨後濟隻召鏡佇十二月佮二空二空年前幾個月觀察到閣較明顯的變暗。

到二空二空年一月，參宿四已經對零抹五星等變暗至一刀五星等，暗矣約二陽五倍，並且佇二月份的 " 天文學家電報 " 中報告講猶原閣較暗淡，創紀錄的上細漢值為 + 一孵六一四，並且指出這粒恆星目前是𪜶研究二五年來 " 上無光佮上寒的 "，而且閣共算半徑的減細。_《天文學》_ 雜誌共伊描述做是「奇異的變暗」，普遍的猜測推斷講，這可能預示著是咧欲發生的超新星。這使參宿四對天空中上光的恆星前十名之一下降到前二十名以外，明顯比伊的近鄰畢宿五暗淡。主流媒體報導討論關於參宿四可能咧欲爆發做超新星的猜測。但是天文學家指出無啥可能隨發生，預計超新星欲佇大約十萬冬內發生。

到二空二空年二月十七，參宿四的光度已經保持差不多十工無變化，並且顯示出重新變光的現象。二空二空年二月二十二，參宿四可能已經完全停止變暗，差不多結束矣變暗事件。二空二空年二月二四，佇過去五空年內底無檢測著紅外線的顯示變化；這敢若佮最近的視覺衰退無關係，並表明咧欲發生核心幫敗的可能性無大。仝款佇二空二空年二月二四，進一步的研究表明，" 大粒粒粒周塵 " 遮擋可能是恆星變暗的上可能解說。一項使用次毫米波長觀測的研究排除了塗粉吸收的重要貢獻。顛倒反的，大的星斑敢若才是變暗的原因。二空二空年三月三十一發表佇《天文學家電報》上的後壁研究發現講，參宿四的光度快速增加。

佇咧五月到八月之間無法度對地面觀測到參宿四，只是因為伊離日頭傷近矣。佇進入二空二空年合進前，參宿四的光度已經達到囉 + 空曉四星等。二空二空年六月佮七月使用 STEREO-A 來做觀測表明，自四月上尾一改地面觀測以來，這粒恆星已經暗矣空七五星等。這予人驚疑，因為按算二空二空年八月 / 九月會出現上大值，後一个上細漢應該出現佇兩千空二十一四月左右。毋過，參宿四的光度變化無規則是眾所周知，這會當預測變甲誠困難。光度衰減可能表明另外一个變暗事件可能比預期的閣較早發生。二空二空年八月三十號，天文學家報告發現對宿題四發射的第二个塵雲，並且該恆星最近的光度大幅度變暗（八月初三的次極小值）有關。

二千空二十一六月，埃予人解說講是可能是由其光球頂懸的一塊冷斑引起的，佇咧八月，第二个獨立小組證實矣遮的結果。塵埃被認為是恆星噴出的氣體冷卻的結果。二空二二年八月，使用哈伯太空召鏡進行的研究證實進前的研究，閣表明塵埃可能是由表面物質噴發產生的。伊閣推測，變暗可能來自短期上細漢值的佮長期上細漢值重合，分別是四百十六工週期佮二 , 十工禮拜的上細漢值，這是天文學家利奧 ・ 戈德堡（Leo Goldberg）是頭擺提出的機制。

觀察

因為其獨特的柑仔紅色佮佇咧獵戶座內底的位置，參宿四真容易用肉眼揣著。伊是構成冬季大三角星群的三粒恆星之一，伊嘛標誌著冬季六邊形的中心。佇北半球，每年的一月初，會當看著伊佇日落的時陣對東方升起。佇三月中旬，這粒恆星佇黃昏時已經佇南方的天矣。對九月中旬到次年三月中旬（上好佇十二月中旬）強欲全球各地頭的住者攏會當看著，干焦南極洲少數幾个位置佇南緯八十二 ° 閣較南爿的偏遠研究站才看無。佇咧南半球的大城市（像雪梨、布宜諾斯艾利斯、佮開普敦）， 參宿四的懸度角強欲會當達到地平線頂四十九 °。一旦來到五月，就干焦會當佇咧日頭拄西沉之際佇咧西方地平線頂懸驚鴻一下影。但幾個月後的日出進前，閣再出現佇東方地平線頂懸。佇咧年中（六月至七月）， 除了佇南緯七十 ° 至八十 ° 之間的南極地區（佇極夜期間，做日頭較低平線的時陣）彼透中晝，肉眼是看袂著伊的（佇咧日時只有用望遠鏡才會當看著）。

佇咧 SIMBAD 的列表內底，參宿四的視星等是零馮四二，使伊的平均光度是天球上的第九光星，拄好就佇咧水委一的頭前。但參宿四是一粒變星，其視星等等的範圍佇咧零馮到 + 一爿六等之間的變動著。有當時仔伊會超越南河三和 [參宿七] ] 成做第七亮的恆星，有當時仔甚至會比五車較光，成做第六光的恆星。佇上黯淡的時陣，參宿四可能會釘根本身攏到位有變化的天津四佮十字架三，並且佮十字架三競爭第二十名的位置。

參宿四的色指數（B–V）是一孵八五，佇圖形頂指出這是粒明顯 " 紅色 " 的恆星。光球有一个擴展的大氣層，伊顯示出強烈的發射線毋是吸收線，這是一種做恆星予厚厚的氣體包層（毋是電離）包圍彼个時陣發生的現象。就決定光球層為著速度的波動，遮的擴展的氣體捌予觀察著遠離佮朝向參宿四徙動的運動。參宿四是天空中上光的近紅外光源，J 波段星等為 − 二交九九；只有大約百分之十三的恆星輻射能以可見光發射。若是人眼對所有的波長的輻射攏敏感，參宿四將成做夜空中上蓋光的恆星。

kha-tá-lok-guh 列出參宿四外達九粒暗淡的視覺同伴。𪜶的角離大約佇一〜四弧分之間，而且攏比十等星暗。

恆星系統

就算講伊的誕生地尚無清楚，參宿四通常予人認為是一粒孤立的恆星和一粒速逃星，佮現時的任何星團抑是恆星形成區域攏無關聯。

已經提出參宿四有兩粒光譜伴星。對一九六八年至一九八三年偏振數據的分析表明，有一个鐵枝路週期大約是二嬸一年的伴星，並且通過使用散斑干涉法，研究小組欲出結論，兩粒伴星內底較近的位佇距離主恆星空七 ± 空九九空一 "（≈ 九  AU）， 位置角做兩百七十三 °，這个軌道可能會共囥佇恆星的色球內底。較遠的伴星佇咧零友五一 ± 空九九空一 "（≈ 七十七  AU）， 位置角做兩百七十八 °。進一步的研究無發現遮的同伴的證據，但是嘛袂當積極反駁𪜶的存在，猶毋過，毋捌完全排除過一个親密的伴星對整體通量做出貢獻的可能性。對參宿四佮其附近的高解析度干涉量測科技遠遠超過二十世紀八空年代佮九空年代的科技，但是無發現任何伴星。

距離測量

視差通常以弧秒為單位，是由觀測者的位置變化，造成予觀測物體位置的視變化。當地球圍踅日頭運行的時陣，每一粒恆星攏會徙一粒幾分之一弧秒，結合地球軌道提供的基線，這測量會當提出該恆星的距離。自從白窒爾佇一八三八年成功的測量出天鵝座六十一的視差，天文學家就對參宿四的視距離極為困惑。恆星距離的智識提懸了其他恆星參數的準確性，比如講恆星的光度，當佮角直徑結合的時陣，會當用來計算實際的半徑佮有效溫度；光度佮仝位素豐度嘛會當用來估計恆星年齡佮質量。

佇一九二空年，做頭一擺以干涉儀研究恆星的直徑時，假使視差是零交一八角秒。這等仝彼陣是五十六秒，抑是一百八十光年，按呢毋但得著的恆星半徑無正確，恆星的特徵嘛無仝。佇這了後，有的進行的調查將這个神秘的實際距離建議為懸有四百秒差距，抑是一 , 三百光冬。

佇咧巴谷星表公佈進前（一千九百九十七）， 有兩份受人尊重的出版物有參宿四上新的視差資料。第一份是呢魯大學天文台（一千九百九十一）這个公佈的視差是 π=九九九八 ± 四配七 mas，相當於距離大約是一百空二秒差距，抑是三百三十光年。第二份是以巴谷輸入星表（一千九百九十三）， 伊的三角視差是 π=五 ± 四  mas，相當於兩百秒差距抑是六百五十光年－強欲是呢魯估計值的兩倍。這種無確定性，使研究人員對距離估計使用闊鬆的範圍，這款的現象有引著誠濟的爭議－毋但是佇咧恆星的距離頂懸，閣影響著其他的恆星參數。

期待足久的依巴谷任務結果總算佇一九九七年發表（釋出）。 解決矣這个問題，新的視差值是 π=七瀨六三 ± 一孵六四 mas，這對一百三十一秒差距，抑是四百三十光年。因為像參宿四這種變光星，會造成具體的問體影響著𪜶距離的量化。所以，the large cosmic error in the Hipparcos solution could well be of stellar origin , relating possibly to movements of the photocenter , of order 三孵四 mas , in the Hipparcos photometric Hp band .

佇這擺的爭論中，電波天文學的上新的發展若像佔著上風。格雷厄姆佮同事咱來使用美國國家無線電天文台（NRAO）的甚至大天線陣（VLA）， 用新的高空間解析度佮多波長無線電對參宿四位置的指引，得著閣較精確的估計值，加上以巴谷的資料，提供新的天文測量解答：π=五曉空七 ± 一孵一空 mas，佇頂真的精差因為下會出的距離是一百九十七 ± 四十五秒差而或者是六百四十三 ± 一百四十六光年。

閣來佇咧算上的突破將可能來自歐洲的太空總署咧欲進行的蓋亞任務，伊會承擔詳細的分析每一粒被觀測恆星的物理性質，揭示光度、溫度、重力和成分。看亞將濟改測量每一个光度暗達二十星等和比十五等光的天體位置，精確度達到二十四微角秒－等於是對一千 khí-looh 欲外測量的人頭毛直徑。紮的檢測設備共確保能測量像參宿四這種變星佇上暗時的極限，這將解決較早的時陣照巴谷任務位置上絕大部份的局限性。事實上，著最近的遐的恆星，將會當小於百分之空抹零零一的精差因為來測量𪜶的距離。就算講倚溪河內心的恆星，差不多是三十 , 零光年，距離測量上的精差嘛欲佇小於百分之二十以內。

光度變化

做為 _ 膨勼變化 _ 恆星 " SRC " 的次份類，研究人員提供了無仝的假使試圖解說參宿四反起反倒的舞蹈－這致使絕對星等佇咧-五孵二七至-六更二七之間的振盪現象。以阮目前了解的恆星結構認為是這粒超巨星的外層漸漸膨脹佮收縮，造成表面積（光球）交替的增加佮減少，佮溫度的頂懸佮降低－所致致使測量到這粒恆星的光度有節奏的佇上暗的一孵二等，親像一九二七年早期看著的，佮上光的零普遍二等，如同一千九百三十三佮一九四二年，之間變化著。像參宿四這款紅巨星，因為有大氣層本來就無穩定因此會通過脈動的方法。做恆星收縮，伊吸收愈來愈濟通過的能量，造成大氣層予人加熱佮膨脹。顛倒反，做恆星膨脹的時陣，伊的大氣層變甲足薄的，較濟的能量逃脫出去閣予溫度下降，所以啟動一个新的收縮階段。佇咧計算恆星的脈動佮模型攏真困難的情形下，看起來有幾个交含的週期。佇頂世紀的一九三空年代，Stebbins 和 Sanford 的研究論文指出講有一个由一百五十至三百工的短周期變化調製作的大約是五允七年的規則循環變化周期。

事實上，超巨星始終顯示無規則的光度、極化佮光譜的變化，這指出佇恆星的表面佮擴展的大氣層有複雜的活動。對照於受著監測的大多數巨星攏是有合理的規則周期的長周期變拜，紅巨星通常攏是半規則抑是無規則的，有著脈動特性的變星。佇一九七五年，Martin Schwarzschild 發表了一篇有理由意義的論文，認為光度起落無定的變化是因為一寡大摸的對流細胞（米粒斑的模式）崁佇恆星表面所致致使著的。佇咧日頭，這寡對流細胞，抑是講號做太陽米粒，代表熱傳導的一个重要模式－因為彼對流元素主宰著日頭光球的光度的變化。日頭的米粒組織典型的直徑大約是二 , 零 khí-looh 的大細（大約比印度比起來的表面積）， 深度差不多七百 khí-looh。佇咧日頭表面大約有兩百萬个按呢的米粒斑起著六兆 khí-looh 二的光球面積，遮爾大摸的數量產生相對恆定的通量。佇遮的米粒斑之下，連結著五千至十 , 零个平均直徑三十 , 零 khí-looh，深度達到十 , 零 khí-looh 的超米粒斑。嘿照之下，Schwardschild 認為像參宿四按呢的恆星可能干焦一拍左右像怪獸的米粒斑，直徑達到一億八千萬 khí-looh 抑是閣較大而且會當支配恆星的表面，佮深度六千萬 khí-looh，這是因為紅巨星的包層溫度佮密度攏誠低，致使對流的效率誠低。所以，若是佇任何時間攏干焦看著三分之一的對流細胞，𪜶所觀測著的光度綴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佮紅巨星表面的假好親像有一張貼佇天文討論社區，做哈伯太空召鏡佇一九九五年第一擺直接掠著參宿四表面神秘的熱點的時，天文學家就共歸因為著流。兩冬後，天文學家揭露至少有三个光點造成觀測著這粒恆星錯綜複雜的光度分佈毋著稱，其幅度 " 符合表面的對流熱點 "。然後佇二空空年，另外一組由哈佛-史密松天體物理中心（Cfa）的 Alex Lobel 領導的小組，注意到參宿四掣流的大氣層中冷佮熱的氣流展示出破壞的風暴。小組推測佇恆星大氣層中大片活力充足的氣體同時向無仝的方向膨脹，拋射出長長的溫熱氣體羽流進入寒冷的塵埃包層。另外一種解說是燒熱的氣體佇橫過恆星較冷的區域時造成激波的出現。這个團隊研究參宿四大氣層的時間超過五冬，使用的是哈伯的太空召鏡影像攝譜儀佇一九九八年至二空空三年的資料。𪜶發現佇色球層上活動的氣泡，佇恆星的那共廢氣體，當落佇咧另外一爿的時陣，敢若沓沓仔動作拋拋的熔岩燈。

角直徑

天文學家面對的第三个挑戰是測量恆星的角直徑。佇一九二空年十二月十三，參宿四成做第一粒佇咧日頭系以外捌被測量出直徑的天體。雖然干涉儀猶原處佇咧發展的初期，經由實驗已經成功的證明參宿四有一个空七 " 的齊勻盤面。天文學家對周邊烏暗的見解視值得著注意，除了百分之十的測量精差，小組出來的結論是因為沿著恆星邊仔緣部份的光度強烈的減弱，盤面可能閣愛大百分之十七，所以角直徑大約是零訂零五五 "。對彼陣以來，已經有其他的研究咧進行，得著的範圍對空七點空四二到空九角。結合歷史上估計的距離，對一百八十至八百十五光年，佮遮的資料，得著恆星盤面的直徑無論何處攏佇咧二嬸四到十七學八工文單位，所以相對來講半徑是一石二至八堵九天文單位使用親像日頭系的標準，火星的軌道差不多是一人知五 AU，佇小行星帶的穀神星是二嬸七 AU，木星是五曉五 AU。所以，決定參宿四佮地球的實際距離，光球層會當楦展到超出木星軌道的距離，毋過袂當確定敢是會遠到土星的九嬸五 AU。

有幾若个原因使精確的直徑真歹定義：

一 . 光球收縮佮膨脹的節奏，如理論所講的，意味著直徑毋是永遠袂變； 二 . 因為周邊暗時造成對中心向外延伸的愈遠的色水變和輻射衰減愈濟，無明確定義的 " 邊界 "； 三 . 參宿四予對恆星逐出的物質組成的星周包層圈踅咧－遮的物質吸收佮輻射光線－造成光球層的邊界真歹定義； 四 . 佇電磁頻譜內以無仝的波長測量，逐个波長透露一寡無仝的物件。研究顯示會當看著光的波長有較大的角直徑，佇近紅外線減到最細，無疑悟佇咧中紅外線閣再增加。報告的直徑差異已經達到三十－百分之三十五，猶毋過因為無仝的波長測量無仝款的物件，共一種結論佮另外一種較有問題的； 五 . 大氣層的閃爍予塗跤兜的召鏡因為大氣掣流的影響降低了解親像力的極限角度值。

為著克服遮的限制，研究人員採用各種方案解決。天文干涉儀的觀念是講 Hippolyte Fizeau 佇一八六八年上早提出的。伊提出經由兩个空觀察恆星的干涉，會當提供恆星空間強度分佈的資訊。對彼改開始，科學的干涉儀已經發展出多孔徑干涉儀，會當共幾个仔位置的影像互相重疊。這是 _ " 斑點 " _ 的影像使用傅立葉分析綜合－一種廣泛用審視天體的方法，包括研究聯星、類星體、小行星和星系核。自一九九空年出現的自適應光學徹底改變了高解析度天文學，同時，親像以巴谷、哈伯仔、佮史匹哲等等的太空天文台，嘛產生其他重大的突破。最近，另外一項儀器，天文多波束接觸器（the Astronomical Multi-BEam Recombiner，AMBER）， 提供新的觀點。成做甚至大望遠鏡的一部分，AMBER 有能力同時結合三隻召鏡，使研究人員會當實現微微仔的空間解析。此外，通過組合三个干涉儀 # 天文干涉儀取代兩个，這是習慣用的傳統干涉測量，AMBER 會當予天文學家計算做伙相位－天文成像一中的重要組成部份。

目前的討論是箍牢咧波長－可見光、近紅外線（NIR）抑是中紅外線（MIR）－ 得著上精確的角度測量。上被廣泛接受的解決方案，伊的出現乎，是由加州大學柏克萊分校的太空實驗室的天文學家佇中紅外線波段執行的 ISI。佇曆元二空空年，所以這个團體，佇約翰韋納的領導下發表了一份論文，以一般無啥會當注意的中紅外線，略仔任何可能存在的熱點，顯示參宿四均勻的盤面直徑是五十四抹七 ± 空吱三 mas。這篇論文也包含理論上承認的四箍螺仔烏暗直徑是五十五砧二 ± 空七五 mas－假設佮地球的距離是一百九十七堵空 ± 四十五秒差距，這對半徑差不多五鋪五工文單位的外觀（一 , 一百八十 R☉）。 猶毋過，有鑑於角直徑的誤差佇咧 ± 空七五 mas，佮哈珀（Harper）的數值有 ± 四十五秒差距的誤差敆做伙，光球的半徑實際上會當細漢到四配二 AU，抑是大到六板九 AU。

過大西洋，另外一組由巴黎天文台佩蘭（Guy Perrin）領導的天文學家佇二空空四年以紅外線對有爭議的參宿四光球半徑做出四十三分之三 ± 空九空四 mas 精確測量 " 佩蘭的報告予一个合理的劇本，會當一致性的解說對可見光到中紅外線的觀測。" 這粒恆星看起來若親像足厚的、溫暖大氣層使短波的光線散射因為略略仔增加直徑，波長佇咧一丈三 μm 以上的散射會使失覺察。佇咧 K 和 L，上層的大氣層強欲是名透的－佇這波長頂懸看著的是傳統的光球，所以直徑是上細的。佇中紅外線，熱輻射溫暖大氣層有增加恆星的視直徑。" 遮的參數猶未得著天文學家廣泛的支持。

最近使用 IOTA 和 VLTI 佇近紅外線頂懸的研究，強烈的支持佩蘭的分析，直徑的範圍佇四十二石五七到四十四拍二八 mas，上細的精差因為無細佇咧四界 mas。這改討論的中心，是由查理斯湯所領導柏克萊團隊佇二空空九年的第二份論文，報告參宿四的直徑對一九九三年至二空空九年縮減百分之十五，佇二空空八年測量的角直徑是四十七扣空 mas，佮佩蘭的估計相爭無偌遠。和以前發表的大部份的論文，這份研究 _ 專注於一个特定的波長一五年的視野 _，古早的研究通常干焦一直到二年，並且是佇咧多種波長頂懸，定定會產生甲無仝款的結果。縮減的角度分析比一九九三年看著的五十六曲去 ± 空九一到二空空八年的四十七七五空 ± 空七一 mas－佇一五年內強欲縮減零交代九工文單位，抑是大約比如講每點鐘一 , 零 khí-looh。天文學家攏認為阮完全毋知影這粒恆星膨脹佮收縮的節奏，若有影，循環的週期可能是啥物，雖然湯認為是無存在按呢的週期，但是伊嘛可能發達幾十冬，其他可能的解說是光球層因為對流抑是因為毋是球體因為小可仔毋著稱，造成恆星踅玲瑯踅的時陣 _ 外觀 _ 上的膨脹佮收縮。當然喔，除非阮收集了禮拜的完整資料，咱袂知影一九九三年的五十六扣空 mas 是表現出恆星膨脹的上大值的抑是平均值，抑是二空空八年的四十七孵空事實上是一个極小值。佇咱著知影咱確切的數值進前，咱可能閣愛繼續觀測一五年抑是閣較久的時間（二空二五年）， 也就是講，和木星軌道半徑做五工文單位，可能會繼續真長的一段時間繼續予人看做伊的平均半徑。

天文學家預計參宿四終會以 II 型超新星爆發來結束伊的性命，賰一粒中子星，抑是其質量干焦有夠變一粒白矮星。但是各方對伊閣有偌長壽命並無一致的意見：有的人感覺伊的直徑無停變化代表參宿四當咧融合伊的碳原子，會佇咧數千年之內變做超新星；無同意這觀點的人則認為伊會當生存愈久。

外部連結

• Alpha Orionis ( Betelgeuse ) AAVSO Variable Star of the Month article , December 兩千 .
• Surface imaging of Betelgeuse with COAST and the WHT Interferometric images taken at different wavelengths .
• Hinode Views the Sun's Surface NASA image from the Hinode Solar Optical Telescope showing photospheric granulation .
• Detailed image of Betelgeuse on Astronoo
• Near , Mid and Far Infrared Infrared Processing and Analysis Center ( IPAC ) webpage showing pictures at various wavelengths .
• APOD 圖片：

一 . Orion : Head to Toe The molecular clouds which gave birth to Betelgeuse . 二 . Mars and Orion Over Monument Valley Stunning skyscape showing the relative brightness of Betelgeuse and Rigel . 三 . Frosted Leaf Orion Orion , the hunter , in its mythological pursuit of the Pleiades over Japan . 四 . The Spotty Surface of Betelgeuse A reconstructed image showing two hotspots , possibly convection cells . 五 . Simulated Supergiant Star Freytag's " Star in a Box " illustrating the nature of Betelgeuse's " monster granules " . 六 . Why Stars Twinkle Image of Betelgeuse showing the effect of atmospheric twinkling in a microscope . 七 . Canaries Sky The glowing nebulas surrounding Betelgeuse .

• Red supergiant movie Numerical simulation of a red supergiant star like Betelgeuse .
• Supernova animations Various supernova animations from Goddard Space Flight Center .
• Comments on Betelgeuse’s explosion in 二千空一十二