參宿四

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參宿四,獵戶座α星
Position Alpha Ori.png
在左邊的粉紅色箭頭指示出参宿四在獵戶座的位置。
觀測資料
曆元 J2000.0
星座 獵戶座
星官 參宿
赤經 05h 55m 10.3053s[1]
赤緯 +07° 24′ 25.426″[1]
視星等(V) 0.42[1] (0.3 to 1.2)
特性
光谱分类 M2Iab (紅超巨星) [1]
U−B 色指数 2.06[2]
B−V 色指数 1.85 (橙紅) [2]
变星类型 SR c (半規則)[1]
天体测定
径向速度 (Rv) +21.91[1] km/s
自行 (μ) 赤经:24.95 ± 0.08[3] mas/yr
赤纬:9.56 ± 0.15[3] mas/yr
视差 (π) 5.07 ± 1.10[3] mas
距离 643 ± 146 [3] ly
(197 ± 45 [3] pc)
绝对星等 (MV) −6.05[4]
詳細資料
質量 ~18–19[5] M
半徑 ~1180[6] R
表面重力 (log g) -0.5[7]
亮度 ~140,000[8] L
溫度 3,500[7][9] K
金屬量 0.05 Fe/H[10]
自轉 5 km/s[9]
年齡 ~1.0×107 [5]
其他命名
参宿四,α Ori58 OriHR 2061, BD +7° 1055, HD 39801, FK5 224, HIP 27989, SAO 113271, GC 7451, CCDM J05552+0724AP, AAVSO 0549+07
參考資料庫
SIMBAD data
天球赤道座標星图 05h 55m 10.3053s,+07°24′25.426″

参宿四(Betelgeuse),也就是拜耳命名法中著名的獵戶座α (α Orionisα Ori),是全天第九亮星,也是獵戶座第二亮星,只比鄰近的参宿七 (獵戶座β) 暗淡一點。它是有著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頂點冬季六邊形的中心。

在分類上参宿四是一顆紅超巨星,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火星。但是,在上個世紀對参宿四的距離估計從180光年至1,300光年不等,因此對其直徑、光度和質量的估計是很難被證實的。目前認為参宿四的距離大約是640光年,平均的絕對星等是-6.05。

而事实上,有关参宿四的质量始终有争议,有的资料显示它的质量不过太阳的14——15倍,但也有的资料认为它的质量达到太阳的18——19倍甚至20倍的,而这种质量的不确定性,正是由于测量距离的不确定性造成的。

在1920年,参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,参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。参宿四有一些複雜的、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。

天文學家認為参宿四的年齡只有1,000萬年,但是因為質量大而演化的很快。它被認為是來自獵戶座OB1星協奔逃星,還包含在獵戶腰帶参宿一参宿二、和参宿三0和B型晚期恆星的集團。以現行恆星演化的晚期階段,預料参宿四在未來的數百萬年將爆炸成為II型超新星

觀測的歷史[编辑]

参宿四自古以來就是顆受到注意的紅色恆星;《史记·天官书》说:“参为白虎。三星直者,是为衡石。下有三星,兑,曰罚,为斩艾事。其外四星,左右肩股也。小三星隅置,曰觜,为虎首。” 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Zij-i Sultani被翻譯為rubedinis,意思如同拉丁文紅色 (ruddiness)[11][12]。在科學革命之前,天文學史神話占星學有著密切的關係,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[11]。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参宿四作為第三類 (橘色至紅色恆星) 的原型。

赫歇耳的發現[编辑]

約翰·赫歇耳爵士過世的前幾年,朱麗亞·烈卡梅隆為他繪製的肖像。

約翰·赫歇耳爵士在1836年首次描述了参宿四的光度變化,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[13][14]。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中將参宿四命名為獵戶座α,而更亮的對手参宿七卻只是獵戶座β[15]

在1920年,阿爾伯特·邁克遜Francis Pease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,他們三人測出参宿四的角直徑是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[16]。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·史瓦西普林斯敦大學的Richard Härm[17][18]。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太陽黑子的細緻影像,從而證實太陽大氣中存在著對流[17]。這兩項發展都證明,對我們了解像参宿四這種紅巨星的結構,有著意味深長的衝擊。

孔徑遮罩[编辑]

File:Betelgeuse star (Hubble).jpg
哈柏太空望遠鏡使用紫外線拍攝,並經過NASA影像增強處理的参宿四[19]

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Antoine Labeyrie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参宿四時,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,並且對参宿四提供了最精確的測量[20][21][22]。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[23][24]

在1995年,哈柏太空望遠鏡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[25],其後由戈達德高解析攝譜儀的紫外線光譜認為熱點是参宿四自轉的軸點之一。這會使参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°[26]

近代的研究[编辑]

美國變星觀測者協會從1988年12月至2002年8月的参宿四(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,和對参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[16][27]。在他發表的時候,從依巴谷任務估計的視差是7.63 ± 1.64 mas,因此估計参宿四的半徑是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。儘管参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,参宿四可見的光度,或星等在這段期間並沒有明顯的變暗[28][29]。半徑減少與相對恆定通量耦合的这一發現,成為解决恆星結構理論一些根本問題的关键。

對包層完整的審議已經大量研究参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[30]。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[9][31]。 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。天文學家發現在参宿四周圍至少有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[28]

可見性[编辑]

参宿四的位置在著名的獵戶腰帶附近。

参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 (像是悉尼布宜諾斯艾利斯、和開普敦),参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。

SIMBAD的列表中,参宿四的視星等是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。但因為参宿四是一顆變星,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。参宿七也是一樣,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[32],這也可能使参宿四偶爾會比参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。

來自ESO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[33]

参宿四的色指數 (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参宿四移動的運動。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,参宿四可能會成為全天空最亮的恆星[14]

視差[编辑]

自從白塞爾在1838年成功的測量出視差,天文學家就對参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質量的估計[3]。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[3]

依巴谷星表公佈之前 (1997),有兩份受人尊重的出版物有参宿四最新的視差資料。第一份是耶魯大學天文台 (1991) 公佈的視差是π = 9.8 ± 4.7 mas,相當於距離大約是102秒差距,或是330光年[34]。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[35]。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[3]

圖片顯示的是美國國家無線電天文台座落在新墨西哥州索科洛甚大天線陣 (Very Large Array,VLA)。27隻天線每隻的重量是209公噸 (230噸),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秒差距,或是430光年[36]。因為像参宿四這種變光星,會造成具體的問體影響到它們距離的量化[37]。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.[3][38]

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参宿四位置的指引,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[3]

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参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[39]

光度變化[编辑]

参宿四的紫外線影像,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参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[40]。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。像参宿四這種紅巨星,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[13]。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[41][42]

事實上,超巨星始終顯示不規則的光度極化光譜的變化,這指出在恆星的表面和擴展的大氣層有著複雜的活動[20]。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[24][43]。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[24]。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[44]。對照之下,Schwardschild認為像参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[24]

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年首度直接捕捉到参宿四表面神秘的熱點時,天文學家就將它歸因為對流[45]。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佈不對稱,其幅度"符合表面的對流熱點"[21]。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,注意到参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[42][46]。這個團隊研究参宿四大氣層的時間超過5年,使用的是哈柏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

角直徑[编辑]

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,参宿四成為第一顆在太陽系之外曾經被測量出直徑的天體[16]。雖然干涉儀仍處在發展的初期,經由實驗已經成功的證明参宿四有一個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"[16][29]。從那時以來,已有其他的研究在進行,得到的範圍從0.042至0.069角[27][47][48]。結合歷史上估計的距離,從180至815光年,與這些資料,得到恆星盤面的直徑無論何處都在2.4至17.8天文單位,因此相對來說半徑是1.2至8.9天文單位[note 1] 使用如同太陽系標準火星的軌道大約是1.5AU,在小行星帶穀神星是2.7AU,木星是5.5AU。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離,但不能確定是否會遠達土星的9.5AU。

電波的影像顯示出参宿四光球層的大小 (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,如理論所描述的,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. 参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[28]
  4. 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[49][50]。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[28]
  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[20]

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[51]。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佈的資訊。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星系核[52]。自1990年出現的自適應光學徹底改變了高解析度天文學[53],同時,像是依巴谷哈柏、和史匹哲太空天文台,也產生其他重大的突破[19][54]。最近,另一項儀器,天文多波束接觸器 (the 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[55][56]

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[note 1]。最被廣泛接受的解決方案,他的出現,是由加州大學柏克萊分校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,顯示参宿四均勻的盤面直徑是54.7 ± 0.3 mas[27]。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 秒差距,這相當於半徑大約5.5天文單位的外觀 (1,180R)[note 2]。不過,有鑒於角直徑的誤差在± 0.5 mas,與哈珀 (Harper) 的數值有± 45秒差距的誤差結合在一起,光球的半徑實際上可以小至4.2AU,或是大至6.9AU [57]

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参宿四光球半徑做出43.33± 0.04 mas的精確測量[49] "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1.3μm以上的散射可以忽略不計。在K和L,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[28]

最近使用IOTAVLTI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至44.28 mas,最小的誤差因子小於0.04mas[58][59]。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年至2009年縮減了15%,在2008年測量的角直徑是47.0mas,與佩蘭的估計相距不遠[29][60]。 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至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天文單位,或大約相當於每小時1,000公里[note 3]。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,循環的週期可能是甚麼,雖然湯認為不存在這樣的週期,但它也可能長達數十年[29],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[61]。當然,除非我們收集了週期的完整資料,我們不會知道1993年的56.0mas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天文單位,可能將持續很長的一段時間繼續被視為它的平均半徑[62][63]



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,剩余一颗中子星,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原子,而會在數千年之內變成超新星[33];不同意這觀點的人則認為它可以生存更久。

相關條目[编辑]

註解[编辑]

  1. ^ 1.0 1.1 。下表提供了自1920年以來,鉅細靡遺的角直徑測離資料,也包含每項研究基於目前對参宿四的距離估計,197±45 秒差距 (Harper et al),所得到的半徑範圍:
    Article 1 望遠鏡 # 光譜 λ (μm) (mas)2 半徑3 @
    197±45 秒差距
    註解
    Michelson 1920 威爾遜山 1 可見光 0.575 47.0 ± 4.7 3.2 - 6.3 AU 周邊昏暗 +17% = 55.0
    Bonneau 1972 帕洛瑪 8 可見光 0.422-0.719 52.0 - 69.0 3.6 - 9.2 AU 強烈的與λ相關
    Balega 1978 ESO 3 可見光 0.405-0.715 45.0 - 67.0 3.1 - 8.6 AU 與波長λ無關
    1979 SAO 4 可見光 0.575-0.773 50.0 - 62.0 3.5 - 8.0 AU
    Buscher 1989 WHT 4 可見光 0.633-0.710 54.0 - 61.0 4.0 - 7.9 AU 發現非對稱性/熱點
    Wilson 1991 WHT 4 可見光 0.546-0.710 49.0 - 57.0 3.5 - 7.1 AU 確認熱點
    Tuthill 1993 WHT 8 可見光 0.633-0.710 43.5 - 54.2 3.2 - 7.0 AU 研究3顆恆星的熱點
    1992 WHT 1 NIR 0.902 42.6 ± 0:03 3.0 - 5.6 AU
    Weiner 1999 ISI 2 MIR (N波段) 11.150 54.7 ± 0.3 4.1 - 6.7 AU 周邊昏暗 = 55.2 ± 0.5
    Perrin 1997 IOTA 7 NIR (K波段) 2.200 43.33 ± 0.04 3.3 - 5.2 AU K&L Band,11.5μm data contrast
    Haubois 2005 IOTA 6 NIR (H波段) 1.650 44.28 ± 0.15 3.4 - 5.4 AU Rosseland diameter 45.03 ± 0.12
    Hernandez 2006 VLTI 2 NIR (K波段) 2.099-2.198 42:57 ± 0:02 3.2 - 5.2 AU 高精度AMBER的結果
    Ohnaka 2008 VLTI 3 NIR (K波段) 2.280-2.310 43.19 ± 0.03 3.3 - 5.2 AU 周邊昏暗 43.56 ± 0.06
    Townes 1993 ISI 17 MIR (N波段) 11.150 56.00 ± 1.00 4.2 - 6.8 AU 涉及從1993年至2009年17次同一波長,有系統的研究。
    2008 ISI MIR (N波段) 11.150 47.00 ± 2.00 3.6 - 5.7 AU
    2009 ISI MIR (N波段) 11.150 48.00 ± 1.00 3.6 - 5.8 AU
    Harper 2004 VLA Also noteworthy, Harper et al in the conclusion of their paper make the following remark: "In a sense, the derived distance of 200 pc is a balance between the 131 pc (425 ly) Hipparcos distance and the radio which tends towards 250 pc (815 ly)"—hence establishing ± 815 ly as the outside distance for the star.

    1除非另有說明,是他最後一年的觀測。 2除非另有說明,是均勻的盤面測量。 3半徑的計算使用相同的方法,如同說明#2下的。周邊昏暗測量。

  2. ^ 。要以太陽的單位測量参宿四的平均半徑,開始計算角直徑的公式如下:
     {\delta} = \frac{d_B}{D_B}
    此處{\delta}等於以角秒為單位的参宿四直徑,{d_B}恆星的天文單位直徑,和{D_B}是以秒差距為單位與地球的距離。如果我們知道角質徑和與地球的距離,則我們可以解出{d_B}如下所示:
    d_B = \delta \cdot D_B = {0.0552} \cdot 197.0 = 10.874 AU.
    獲得参宿四的半徑:
    R_B = {\left ( {\frac {d_B}{2}} \right )} = {\left ( {\frac {10.874}{2}} \right )} = 5.437 AU
    不過,鑒於:
    1. 在這個公式中有兩個變數可能會造成重大誤差因子,角直徑 ({\delta}) 和距離 ({D_B}),
    2. 参宿四半徑的誤差因子範圍在4.2至6.9天文單位,和
    3. 假設恆星的半徑不斷的膨脹和收縮,
    天文學界已經選擇5.5 AU—木星的軌道—作為一個概念上極好的解答。

    將5.5 AU 轉換成以太陽為單位,在數學上是很簡單的。因為1 AU = 149,597,871 公里,而太陽的平均直徑是1,392,000 公里 (因此平均半徑是696,000公里),計算如下所示:
    d_B = {\left ( 5.5 AU \right )} {\left ( {\frac {149,597,871 km}{696,000 km}} \right )} = 1,180 R_{\odot} (rounded).
  3. ^ 。参宿四的半徑在1993年的報告中是56.0 mas,假設距離是197秒差距,這相當於5.516 AU (1,185 \begin{smallmatrix}R_{\odot} \end{smallmatrix});在2008年的報告是47.0 mas,這相當於4.630 AU (995 \begin{smallmatrix}R_{\odot} \end{smallmatrix}),縮減了0.887 AU,略微超越了金星的軌道,幾乎要抵達地球的軌道

    計算收縮的平均速度,唯一缺少的變數是時間。在1993年的測量是在10月30日,2008年的測量是在10月29日-因此經過的日數是5,478天,所以:

    0.887 AU × 149,597,871 km ÷ 5,478 days ÷ 24 hours ≈ 1,008 km/h.

    此外,因該要注意到任何速度的計算都高度的依賴参宿四距離的估計 (視差),如果使用依巴谷測量的叁宿四距離 (131秒差距或425光年)代替哈珀的估計,這個速度將下降為671公里/小時。

参考資料[编辑]

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外部鏈結[编辑]

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