參宿四

觀測的歷史

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。」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-i Sultani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。

赫歇耳的發現

約翰·赫歇耳爵士在1836年首次描述了參宿四的光度變化，他將此一發現發表在天文學大綱（Outlines of Astronomy）：他注意到活動在1836-1840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《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。
在1920年，阿爾伯特·邁克遜和Francis Pease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John Anderson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Richard Härm。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。

孔徑遮罩

在上個世紀的70年代，來自柏克萊在太空科學實驗室工作的安托尼伊美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，才在可見光和紅外攝影上有了重大的突破。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，哈伯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伯同樣精確度的影像。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°。

近代的研究

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（Infrared Spatial Interferometer，ISI）以中紅外線測量，估計出參宿四周邊昏暗是55.2 ± 0.5 mas，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 ± 1.64 mas，因此估計參宿四的半徑是3.6天文單位。不過，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。不過，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%。他提出的證據來自加州大學柏克萊分校位於威爾遜山天文台山頂的ISI已經持續15年觀測到恆星的收縮。儘管參宿四的大小明顯的減少，湯和他的同事Edward Wishnow指出，在美國變星觀測者協會長期定期監測下，參宿四可見的光度，或星等在這段期間並沒有明顯的變暗。半徑減少與相對恆定通量耦合的這一發現，成為解決恆星結構理論一些根本問題的關鍵。
對包層完整的審議已經大量研究參宿四擴張大氣層深奧的動力學。幾十年來天文學家已經了解紅巨星創造的不透明外殼主導了質量重返銀河，但是這種恆星質量流失的實際機制仍然是一個謎。干涉測量方法上的最新進展，天文學家可能已經接近此一難題的解答。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。

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。
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。參宿七也是一樣，它通常的視星等是0.12，但報告指出光度有0.03至0.3星等的波動，這也可能使參宿四偶爾會比參宿七明亮而成為全天第七亮星。當它最暗時，會比第19亮的天津四還要暗，並與十字架三競爭第20名的位置。
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。

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 ± 4.7 mas，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 ± 4 mas，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。
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。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.
在這次的爭論中，電波天文學的最新發展似乎佔了上風。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 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太空總署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公里外測量的人髮直徑。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30,000光年，距離測量上的誤差也將在小於20%以內。

光度變化

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。以我們目前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1.2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，看來有幾個交錯的週期。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。
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－因為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2,000公里的大小（大約相當於印度的表面積），深度大約700公里。在太陽表面大約有200萬個這樣的米粒斑覆蓋著6兆公里²的光球面積，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至10,000個平均直徑30,000公里，深度達到10,000公里的超米粒斑。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，直徑達到1億8千萬公里或更大而足以支配恆星的表面，與深度6千萬公里，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，當哈伯太空望遠鏡在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，使用的是哈伯的太空望遠鏡影像攝譜儀在1998年至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。