参宿四（Betelgeuse），又称猎户座 α 星，是一颗位于猎户座的红超巨星。参宿四是一颗光谱类型为M1-M2Ia-ab，是肉眼可见的最大恒星之一。它的亮度极高，通常是夜空中第十亮的恒星，仅次于参宿七，是猎户座中第二亮的恒星。在近红外波段，参宿四是夜空中最亮的恒星。它是一颗明显带红色的半规则变星，其视星等在+0.0到+1.6之间变化，是任何一等恒星显示的最宽范围。其拜耳集团命名为αOrionis。

如果参宿四位于太阳系的中心，它的表面将位于小行星带之外，并将吞噬水星、金星、地球和火星的轨道。参宿四质量的计算范围约为太阳质量的10倍到20倍。由于各种原因，它的距离一直很难测量；目前的最佳估计是距离太阳大约500-600光年——对于相对较近的恒星来说，这是一个相对较大的不确定性。它的绝对星等约从-5.27到-6.27等。1920年，参宿四成为第一颗测量光球角大小的太阳系外恒星。随后的研究报道了角直径（即表观尺寸）范围为 0.042至0.056 角秒;该确定范围归因于非球形、肢体变暗、脉动和不同波长下的不同外观。它还被一个复杂的、不对称的包膜所包围，大约是恒星大小的250倍，这是由恒星本身的质量损失引起的。地球观测到的参宿四角直径仅次于剑鱼座R（R Doradus）和太阳的角直径。

参宿四不到1000万年的历史，由于其巨大的质量而迅速进化，最有可能在10万年内以超新星爆炸结束其演化。当参宿四爆炸时，它将像半月一样明亮，持续三个多月。这颗失控的恒星从其出生地猎户座OB1星协（包括猎户座带中的恒星）喷出后，被观察到以30公里/秒的速度在星际介质中国移动通信集团，产生了超过4光年宽的弓形激波。

参宿四的亮度变化在近年受到大家的广泛关注，参宿四开始明显变暗，到2020年2月中旬，它的亮度下降了大约3倍，从0.5星等下降到1.7星等。然后它恢复到更正常的亮度范围，在 2023年4月达到 0.0 视觉和 0.1 V 波段星等的峰值。红外观测发现，在过去的50年里，光度没有显著变化，这表明变暗是由于恒星周围消光的变化，而不是更根本的变化。使用哈勃空间望远镜进行的一项研究表明，遮挡尘埃是由表面物质抛射产生的;这种物质被抛在距离恒星数百万英里的地方，然后冷却形成导致变暗的尘埃。

参宿四的英语名称（betelgeuse）来源于阿拉伯语يالجواءYad al-Jawzā'（即猎户座之手）。13世纪将阿拉伯语首字母yā'（ي）读作bā'的错误导致了欧洲名称的出现。betelgeuse一词最早由约瑟夫·尤斯图斯·斯卡利格 （Joseph Justus scaliger）构建，并被约翰·拜耳（Johann Bayer）收录于《天王星图》（Uranographia，1603）一书中。这是一本有影响力的恒星图谱，介绍了用希腊或拉丁语字母命名恒星。从此开始，betelgeuse这个名字就开始流传。2016年，国际天文学联合会组织了一个恒星名称工作组（WGSN），对恒星的专有名称进行编目和标准化。该工作组于2016年7月发布的第一份公告公布了前两批获批名称，其中包括参宿四（betelgeuse）。参宿四（betelgeuse）现在在国际天文学联合会的恒星名称目录中。

参宿四的其他名称包括波斯语 “Bašn”（意思为手臂）和科普特克拉里亚“Klaria”（意思为臂章）。 参宿四的梵语名称是 ārdrā（意思为潮湿的人）。 在中国传统天文学中，参宿四的意思是参宿星座的第四颗星，参宿最初指的是猎户座腰带中的三颗星。这个星座最终扩展到十颗星。在日本，平氏或平家采用参宿四及其红色作为其象征，称参宿四为平家星（Heike-boshi）。在大溪地传说中，参宿四是支撑天空的柱子之一，被称为Anâ-varu，意思是可以坐的柱子。它也被称为Ta'urua-nui-o-Mere，意思是父母渴望的盛大节日。夏威夷语中对它的称呼是“灿烂的红星”（Kaulua-koko）。中美洲的拉坎登人称它为“红蝴蝶”（chäk tulix）。天文学家小罗伯特·伯纳姆（Robert Burnham Jr.）为这颗恒星提出了“帕帕拉达沙”（padparadaschah）一词，意思为印度一种罕见的橙色蓝宝石。

自古以来，人们一直有注意到参宿四和它的红色。古代天文学家克罗狄斯·托勒密描述了其颜色为ὑπόκιρρος（hypókirrhos，或多或少的橙色和黄褐色）。这一术语后来被《兀鲁伯天文表》《Zij-i Sultani》（兀鲁贝格（Ulugh Beg）1438年至1439年出版的天文表和星表）的译者称为rubedo，即拉丁语中的“红润”。19世纪，现代恒星分类系统出现之前，安杰洛·塞奇（Angelo Secchi）将参宿四列为他所定义的III类（橙色到红色）恒星的典型代表之一。另外，比克罗狄斯·托勒密早三个世纪的中国天文学家观察到参宿四呈现黄色。如果中国天文学家的观测结果准确无误，这意味着在那个特定时期，参宿四是一颗黄超巨星。根据目前对这类恒星所处的复杂星际环境的研究，这是一个具有可信度的可能性。

至少1000年来，南澳大利亚州的原住民群体一直分享着参宿四亮度变化的口头故事。

1836年，约翰·赫歇尔爵士（Sir John Herschel）在《天文概论》中描述了参宿四亮度的变化。1836年到1840年间，他注意到参宿四的亮度在1837年10月和1839年11月发生了显著的变化，一度超过参宿七（Rigel）。在1849年，威廉·赫歇尔注意到参宿四另一个短周期的亮度变化，在1852年达到高峰。后来的观察者记录了这次亮度异常变化的最大值。1957年到1967年期间参宿四的亮度则只有小的变化。美国可变星观测者协会（AAVSO）的记录显示，1933年和1942年参宿四的最大亮度为0.2，1927年和1941年观察到的最小亮度为1.2。这种亮度的变化可能解释了为什么约翰·拜尔在1603年出版的《星表》中将该星标注为α，因为它可能可以与通常更亮的（Beta Orionis）相媲美。在北极，因纽特人认为参宿四比更亮。参宿四在当地的其中一个名称是“大星”（Ulluriajjuaq）。

在1920年，阿尔伯特·A·迈克尔逊（Albert A. Michelson）和弗朗西斯·G·皮斯（Francis G. Pease），在蒙特威尔逊天文台的2.5米望远镜前安装了一个六米的干涉仪，得到参宿四角直径为0.047″，根据视差值得出参宿四的直径为3.84×108 km（2.58 AU 0.018″）。然而，由于边缘变暗和测量误差导致这次测量的准确性存在不确定性。

20世纪70年代，安托万·拉贝里（Antoine Labeyrie）发明的散斑干涉测量法，这一技术显著减少了天文观测造成的模糊效应，提高了地面望远镜的光学分辨率，从而可以对参宿四的光球层进行更精确的测量。天体物理学家开始观察参宿四这颗超巨星周围复杂的星周壳层，他们怀疑存在由恒星大气对流产生的巨大气泡。20世纪80年代末和90年代初，可见光和红外成像技术取得突破，参宿四才成为孔径掩蔽干涉测量的常规目标。新技术采用在望远镜光瞳平面上覆盖一张有几个孔的小掩模，将孔径转换为一个特设干涉阵列。这项技术对参宿四进行了一些最准确的测量，同时揭示了该恒星光球上的亮点。利用该技术可以获得太阳以外恒星盘的第一张光学和红外图像。首先从地面用干涉仪拍摄，后来使用COAST的高分辨率望远镜来拍摄。这些仪器观测到的“亮斑”或“热点”似乎证实了卡尔·史瓦西几十年前提出的大质量对流单元主导恒星表面的理论。

1995年，哈勃空间望远镜的微弱物体相机捕获了一张参宿四的紫外线图像，其分辨率优于地面干涉仪获得的分辨率。这是人类获得的除太阳以外恒星圆盘的第一张常规望远镜图像。与之前的照片一样，这张图像包含一个明亮的斑块，表明西南象限角一个区域的温度比恒星表面的2000K更高。 随后用戈达德高分辨率光谱仪拍摄的紫外光谱表明，该热点是参宿四的旋转极点之一。这将使自转轴与地球方向的倾斜度约为20°，与天北的位置角约为55°。

在2000年12月发表的一项研究中，用红外空间干涉仪（ISI）在中红外波长下测量了参宿四的直径，得出了55.2±0.5 mas的边缘变暗估计值，这一数字与80年前迈克尔逊的发现完全一致。 在该研究发表时，依巴谷高精视差测量卫星（Hipparcos）的估计视差为 7.63±1.64mas ，得出参宿四的估计半径为3.6AU 。然而，2009年发表的一项红外干涉研究宣布，自1993年以来，参宿四以越来越快的速度缩小了15%，而视星等却没有显著减少。随后的观测表明，这种明显的收缩可能是由于恒星扩展大气中的壳层活动所致。

除了这颗恒星的直径之外，人们还对参宿四扩展大气层的复杂动力学假说提出了质疑。随着恒星的形成和毁灭，构成星系的质量被回收，红超巨星是主要贡献者，但质量损失的过程仍然是一个谜。 随着干涉测量方法的进步，天文学家可能接近解决这个难题。2009年7月，欧洲南方天文台发布的地面甚大望远镜干涉仪（VLTI）拍摄的图像显示，大量的气体从恒星延伸到30AU周围的大气层中。 这种物质抛射距离等于太阳和海王星之间的距离，是参宿四周围大气中发生的多个事件之一。天文学家已经确定了参宿四周围至少有六个外壳。解开恒星演化后期质量损失的谜团可能会揭示导致这些恒星巨星爆炸性死亡的那些因素。

参宿四是一颗脉动的半规则变星，由于其大小和温度的变化，其亮度会经历多次增加和减少的循环。最早注意到参宿四变暗的天文学家是维拉诺瓦大学的天文学家理查德·瓦萨托尼克和爱德华·吉南，以及业余爱好者托马斯·考尔德伍德，认为正常5.9年光周期最小值和比正常425天周期更深的巧合是驱动因素。其他可能原因为气体或尘埃的喷发或恒星表面亮度的波动。

2020年8月，科学家们利用哈勃空间望远镜太空望远镜的紫外线观测，对参宿四进行了长期而广泛的研究，表明这种意外的变暗可能是由大量超高温物质喷射到太空中引起的。物质冷却后形成尘埃云，阻挡了来自参宿四表面约四分之一的星光。哈勃望远镜在9月、10月和11月捕捉到了致密、受热物质在恒星大气层中国移动通信集团的迹象，随后其他几台望远镜在12月和2020年前几个月观察到参宿四在更明显地变暗。

2020年1月，参宿四的星等从0.5等变暗到1.5等，暗了大约2.5倍，据《天文学家电报》报道，2月参宿四以最低亮度+1.614等创最暗纪录，并指出该恒星目前是他们研究的25年中“最不亮、最冷”的恒星，还计算出半径的减小。《天文学》杂志将其描述为“奇怪的变暗”，而人们普遍猜测这可能预示着一颗即将到来的超新星。这使参宿四从天空中最亮的前十颗星之一降到了前20颗星之外，明显比它的近邻毕宿五暗。主流媒体报道讨论了参宿四可能即将爆炸成为超新星的猜测。但天文学家预测，参宿四的超新星爆炸不太可能在近期内发生，而更有可能在未来十万年内发生。

到2020年2月17日，参宿四的亮度已连续约10日保持稳定，显示出该恒星可能正在重塑的迹象。在2020年2月22日，参宿四可能已经完全停止变暗，几乎结束了变暗事件。2020年2月24日，有研究指出在过去的五十年间，未观察到参宿四在红外线波段的显著变化。这一现象似乎与恒星近期的视觉亮度下降无关，从而暗示着核心塌缩事件的发生可能性较低。同样在2020年2月24日，进一步的研究表明，遮挡“大颗粒星周尘埃”可能是恒星变暗的最可能解释。一项使用亚毫米波长观测的研究排除了灰尘吸收的重大贡献。相反，大的星点似乎是变暗的原因。2020年3月31日，《天文学家电报》报道了后续研究，发现参宿四的亮度迅速上升。

参宿四在5月至8月间几乎无法从地面观测到，因为它离太阳太近了。在进入2020年与太阳会合之前，参宿四的亮度已达到+0.4等。2020年6月和7月使用STEREO-a航天器进行的观测显示，自4月最后一次地面观测以来，该恒星的亮度已变暗至0.5等。这令人惊讶，因为预计2020年8月/9月将出现最大值，下一个最小值将出现在2021年4月左右。然而，众所周知，参宿四的亮度变化不规律，这使得预测变得困难。衰落可能表明另一个调光事件可能发生得比预期的要早得多。2020年8月30日，天文学家报告探测到参宿四发射的第二团尘埃云，这与该恒星最近的光度大幅变暗（8月3日的次极小值）有关。

2021年6月，尘埃被解释为可能是由其光球上的一块冷斑引起的，8月，第二个独立小组证实了这些结果。尘埃被认为是恒星喷出的气体冷却的结果。2022年8月使用哈勃空间望远镜进行的一项研究证实了之前的研究，并表明尘埃可能是由表面质量喷射产生的。它还推测，变暗可能来自于一个短期最小值与一个长期最小值重合，分别产生一个大最小值、416天周期和2010天周期，这是天文学家L·戈德堡首次提出的机制。2023年4月，天文学家报告称，这颗恒星达到了0.0视星等和0.1V波段星等的峰值。

参宿四是一颗非常大、明亮但很酷的恒星，被归类为M1-M2Ia-ab红超巨星。这个名称中的字母“M”意味着它是一颗属于M光谱类的红星，因此具有相对较低的光球温度;“Ia-ab”后缀光度等级表明它是一颗中等光度超巨星，其性质介于普通超巨星和发光超巨星之间。自1943年以来，参宿四的光谱一直是其他恒星分类的稳定锚点之一。

恒星表面温度、直径和距离的不确定性使得很难精确测量参宿四的光度，但2012年的研究引用了大约126,000L ☉ 的光度，假设距离为200pc 。自2001年以来的研究报告的有效温度范围为3250至3690K，以前曾报道过超出此范围的值，并且由于大气中的脉动，大部分变化被认为是真实的。 这颗恒星也是一个缓慢的自转体，最近记录的速度是 5.45km/s——比心宿二的自转速度慢得多，心宿二的自转速度为 20km/s 。自转周期取决于参宿四的大小和与地球的朝向，但据计算，它需要36年才能绕其轴线旋转一周，与地球的自转轴线成60°倾斜。

2004年，天文学家使用计算机模拟推测，即使参宿四不旋转，它也可能在其扩展的大气层中表现出大规模的磁活动，即便受到中等强度的磁场也可能对恒星的尘埃、风和质量损失特性产生有意义的影响。2010年，伯纳德·利奥特望远镜在日中峰天文台（Pic du Midi Observatory）进行的一系列光谱偏振观测显示，参宿四表面存在微弱的磁场，这表明超巨星的巨大对流运动能够引发小规模发电机效应的产生。

1920年12月13日，参宿四成为太阳系外第一颗测量其光球角大小的恒星。尽管干涉测量仍处于起步阶段，但实验被证明是成功的。研究人员使用均匀的圆盘模型，确定参宿四的直径为 0.047″，尽管由于肢体变暗，恒星圆盘可能大了17%，因此估计其角直径约为0.055″。此后，其他研究得出的角直径从0.042″到0.069″不等 。将这些数据与180ly至815ly的历史距离估计相结合，可以得出恒星盘的预测半径在1.2AU到8.9 AU之间。以太阳系为例，火星的轨道约为 1.5 AU，小行星带中的谷神星为 2.7 AU，木星为 5.5 AU。因此，假设参宿四占据了太阳的位置，它的光球层可能会延伸到木星轨道之外，但不会达到 9.5 AU 的土星。

由于以下几个原因，很难定义精确的直径：

通常报道的大型冷恒星的半径是罗瑟兰半径，定义为光球在特定光学深度为三分之二处的半径。这对应于根据有效温度和辐射热光度计算得出的半径。在对边缘暗化和观测波长进行修正后，罗斯兰半径与直接测量的半径有所不同。例如，测得的角直径为 55.6mas，对应于罗瑟兰的平均直径为56.2mas，而对周围尘埃和气壳的存在进行进一步校正将得到 的直径为41.9mas。

为了克服这些挑战，研究人员采用了各种解决方案。天文干涉测量由希波吕特·菲索（Hippolyte Fizeau）于1868年首次构思，是一个开创性的概念，它使现代望远镜有了重大改进，并导致了1880年代迈克尔逊干涉仪的诞生，并首次成功测量参宿四的直径。 正如人类的深度知觉在两只眼睛而不是一只眼睛感知物体时增加一样，希波吕特·菲索提出通过两个孔而不是一个孔来观察恒星，以获得干涉，从而提供有关恒星空间强度分布的信息。科学发展迅速，现在使用多孔径干涉仪来捕获斑点图像，这些图像使用傅里叶分析合成以产生高分辨率的肖像。正是这种方法确定了1990年代参宿四的热点。 其他技术突破包括自适应光学、依巴谷卫星、 哈勃空间望远镜（Hubble）、斯皮策太空望远镜（Spitzer）以及天文多 BEam重组器（AMBER），它同时组合了三台望远镜的光束，使研究人员能够实现毫弧秒的空间分辨率。

在电磁波谱的不同区域（可见光、近红外（NIR）、中红外（MIR）或无线电）进行观测会产生截然不同的角度测量值。1996年，参宿四被证明具有均匀的 56.6±1.0 mas圆盘。2000年，一个空间科学实验室团队测量了54.7±0.3mas的直径，其中忽略了热点可能带来的影响，因为热点在中红外光谱中并不明显。此外，理论上还考虑了边缘变暗的因素，得出的直径为55.2±0.5mas，较早的估计值相当于大约5.6AU或者1200R☉的半径，假设2008年的哈珀距离为197.0±45pc，这个数字与 木卫三轨道的5.5 AU大小大致相当。

2004年，一组研究近红外的天文学家宣布，更精确的光球测量是43.33±0.04mas 。该研究还解释了为什么从可见光到中红外线的不同波长会产生不同的直径：这颗恒星是通过厚厚的、温暖的延伸大气层看到的。在短波长（可见光谱）下，大气层会散射光，从而略微增加恒星的直径。在近红外波长（K和L波段）下，散射可以忽略不计，因此可以直接看到经典的光球;在中红外线中，散射再次增加，导致温暖大气的热发射增加视直径。

2009年发表的IOTA和VLTI研究有力地支持了参宿四周围尘埃壳和分子壳（MOLsphere）的想法，并产生了直径范围从42.57-44.28mas到相对较小的误差范围。 2011年，近红外线的第三次估计证实了2009年的数字，这次显示肢体变暗的圆盘直径为 42.49±0.06 mas 。 在距离152±20pc处的近红外光球直径约43.33mas，相当于3.4AU或730R☉。2014年的一篇论文使用甚大望远镜I AMBER仪器进行的H和K波段观测得出了角直径42.28mas（相当于41.01mas均匀圆盘）。

参宿四的半径从1993年到 2009年缩小了15%，2008年的角度测量值为47.0mas。与大多数早期论文不同，这项研究使用了15年内一个特定波长的测量值。参宿四表观尺寸的缩小相当于1993年的56.0±0.1mas到2008年的47.0±0.1mas之间的数值范围——15年内收缩了近0.9 AU。观测到的收缩通常被认为是参宿四周围延伸大气的一部分的变化，而其他波长的观测表明，在类似的时期内直径有所增加。参宿四的最新模型采用的光球角直径约为43mas，多个外壳的直径可达50- 60mas。假设距离为197pc，这意味着参宿四直径为887±203R☉ 。参宿四曾被认为是仅次于太阳的天空中角直径最大的恒星，直到1997年，天文学家们测量了剑鱼座R（R Doradus）的角直径。剑鱼座R（R Doradus）的角直径为57.0±0.5mas，尽管其线性直径大约是参宿四的三分之一，但剑鱼座R（R Doradus）离地球比参宿四更近了约200ly，在地球上观察剑鱼座R（R Doradus）的角直径才比参宿四的角直径更大。

参宿四没有已知的轨道伴星，所以它的质量不能用直接的方法计算。较早的研究结果为5M⊙-30M⊙，而根据现代理论建模得出的质量估计值为9.5M⊙-21M⊙。根据参宿四的太阳光度90000L☉-150000L☉计算，其初始质量为 15-20 M☉。 2011年提出了一种确定这颗超巨星质量的新方法，认为目前的恒星质量为11.6M⊙，上限16.6M⊙，下限为7.7M⊙，基于从窄H波段干涉测量法观测到恒星的强度分布，并使用大致4.3AU或955±217R ☉ 的光球测量。模型拟合演化轨迹给出的当前质量为19.4M⊙-19.7M⊙，初始质量为20M⊙。

参宿四被归类为半规则变星，表明在亮度变化中有一些周期性，但振幅可能会有所不同，周期可能具有不同的长度，并且可能会有停滞或不规则的时期。它被放置在子组 SRc中;这些是脉动的红超巨星，振幅约为一等，周期从几十天到几百天不等。

参宿四通常只显示接近+0.5星等的微小亮度变化，尽管在极端情况下，它可以变得像0.0星等一样亮，也可以像+1.6星等一样微弱。参宿四被列入变星总目录，可能周期为2335天。更详细的分析显示，主要周期接近400天，短期为185天，较长的次要周期约为2100天。2020年2月报告了最低可靠记录为V波段+1.614星等。

红超巨星的径向脉动被很好地模拟，并表明几百天的周期通常是由于基音脉动和第一泛音脉动。参宿四光谱中的线显示多普勒频移，表明径向速度变化非常粗略地对应于亮度变化。尽管没有相应清楚的温度和光谱变化，但这证明了脉动大小的性质。参宿四直径的变化也被直接测量。已经观测到185天的第一次泛音脉动，基音周期与泛音周期的比率提供了有关恒星内部结构及其年龄的宝贵信息。

长次级周期的来源尚不清楚，但不能用径向脉动来解释。参宿四的干涉观测显示，热点被认为是由大规模对流单元产生的，占恒星直径的很大一部分，每个热点发出的热量占恒星总光的5-10%。解释长次级周期的一种理论是，它们是由这种对流单元的进化与恒星的旋转相结合引起的。其他理论包括紧密的二元相互作用、影响质量损失的色球磁活动或非径向脉动，如g模式。除了离散的显性周期外，还可以看到小振幅随机变化。有人提出，这是由于粒化作用造成的，类似于太阳上的相同效应，但规模要大得多。

在恒星演化的后期，像参宿四这样的大质量恒星表现出很高的质量损失率，可能高达1M⊙/10000年 ，就会产生一个不断变化的复杂星周环境。在2009年的一篇论文中，恒星质量损失被认为是“理解宇宙从最早的宇宙学时代到当前时代，以及行星形成和生命本身形成的关键”。然而，其物理机制尚不清楚。当马丁·史瓦西（Martin Schwarzschild）首次提出他的大对流细胞理论时，他认为这是参宿四等演化超巨星质量损失的可能原因。 最近的工作证实了这一假设，但关于它们的对流结构、质量损失的机制、尘埃在大气中形成的方式以及促成它们戏剧性地成为II型超新星的条件仍然存在不确定性。2001年，格雷厄姆·哈珀（Graham Harper）估计恒星风为0.03 M⊙每10000年 ，但自2009年以来的研究已经提供了偶发质量损失的证据，这使得参宿四的任何总数都不确定。目前的观测表明，像参宿四这样的恒星可能会在其生命的一部分时间里成为红超巨星，但随后会穿过H-R图，再次经过短暂的黄色超巨星阶段，然后爆炸为蓝色超巨星或沃尔夫·拉叶星。

天文学家可能即将解开这个谜团。他们注意到一大股气体延伸了至少六倍于参宿四半径，这表明参宿四并没有向各个方向均匀地脱落物质。气流的存在意味着恒星光球的球对称性，通常在红外线中观察到，在其近距离环境中没有保留。据报道，在不同波长下，恒星盘上的不对称性。然而，由于欧洲南方天文台的超大望远镜（甚大望远镜）上自适应光学器件（NACO）的改进功能，这些不对称性已成为焦点。可能导致这种不对称质量损失的两种机制是大规模对流单元或极性质量损失，可能是由于旋转造成的。在利用欧洲南方天文台天文多 BEam重组器（AMBER）进行更深入的探测后，研究人员发现参宿四扩展大气中的气体在剧烈地上下运动，产生了与超巨星本身一样大的气泡，从而得出结论:皮埃尔‧科维拉(Pierre Kervella)观察到的大规模羽流喷射背后就是这种恒星动荡。

除了光球层，参宿四大气层的其他六个组成部分现在已经被确认。它们是一个分子环境，也称为MOLsphere，一个气体外壳，一个色球层，一个尘埃环境和两个由一氧化碳（CO）组成的外壳（S1和S2）。已知这些元件中的一些是不对称的，而另一些是重叠的。

在光球上方约0.45恒星半径（~2-3 AU）处，可能存在一个被称为MOLsphere或分子环境的分子层。研究表明，它由蒸汽和一氧化碳组成，有效温度约为1500±500 K。20世纪60年代的两个平流层望远镜项目中，科学家们首次在参宿四的光谱中探测到了水蒸气的存在。MOLsphere也可能含有SiO和Al2O3——这些分子可以解释灰尘颗粒的形成。不对称的气体包层是另一个较冷的区域，从光球层延伸了几个半径（约10–40 AU）。相对于碳，它富含氧和氮。这些成分异常很可能是由参宿四内部的CNO循环引起的。

1998年拍摄的射电望远镜图像证实，参宿四的大气层非常复杂，表面的温度为3450±850 K，与恒星表面记录的温度相似，但远低于同一区域的周围气体。VLA图像还显示，这种较低温度的气体在向外延伸时逐渐冷却。虽然出乎意料，但它是参宿四大气层中最丰富的成分。研究小组组长Jeremy Lim解释说：“这改变了我们对红超巨星大气层的基本理解，由于恒星表面附近的气体被加热到高温，恒星的大气层没有均匀膨胀，现在看来，几个巨大的对流细胞将气体从恒星表面推进大气层。”这与皮埃尔‧科维拉(Pierre Kervella)2009年发现的明亮羽流（可能含有碳和氮，并在恒星西南方向延伸至少六个光球半径）存在的区域相同。

色球层是由哈勃空间望远镜上的微弱物体相机在紫外线波长下直接成像的。这些图像还显示了恒星盘西南象限角的一个明亮区域。1996年色球层的平均半径约为光盘的2.2倍（~10 AU），据报道其温度不高于5500K。然而，在2004年，哈勃高精度分光光度计STIS的观测表明，在距离恒星至少一角秒的地方存在温暖的色球层等离子体。在197pc的距离上，色球层的大小可能高达200AU。观测结果最终证明，温暖的色球层等离子体在空间上与参宿四气体外壳中的冷气体以及星周尘埃壳中的尘埃重叠并共存。

1977年，人们首次提出了围绕参宿四的尘埃壳的说法，当时人们注意到成熟恒星周围的尘埃壳经常发出超过光球贡献的大量辐射。使用外差干涉测量法，得出的结论是，这颗红超巨星的大部分多余辐射来自12个恒星半径以外的位置，或者大约是柯伊伯带在50-60AU的距离，这取决于假设的恒星半径。从那时起，人们一直在不同波长下对这种尘埃包层进行研究，得出了截然不同的结果。1990年代的研究估计，尘埃壳的内半径在0.5到1.0角秒之间，即100-200AU 。这些研究指出，参宿四周围的尘埃环境不是静止的。1994年，据报道，参宿四经历了长达数十年的零星尘埃产生，随后不活动。1997年，人们注意到尘埃壳在一年内的形态发生了显著变化，这表明尘埃壳受到恒星辐射场的不对称照射,该辐射场受到光球热点存在的强烈影响。 1984年关于一个巨大的不对称尘埃壳1pc（206265 AU）的报告没有得到最近研究的证实，尽管同年发表的另一项研究称，发现了三个尘埃壳，从衰变恒星的一侧延伸了4pc，这表明参宿四在移动时会脱落外层。

尽管两个外层一氧化碳（CO）外壳的确切尺寸仍然难以确定，但初步估计表明，一个外壳的延伸范围约为1.5至4.0角秒，另一个外壳则延伸至7.0角秒。假设木星轨道5.5AU为恒星半径，内壳层的恒星半径约为50至150恒星半径（约300至800AU），外壳层将延伸至250恒星半径（1400AU）。据估计，太阳的日顶约为100AU，因此这个外壳的大小几乎是太阳系的14倍。

参宿四以30km/s（即~ 6.3AU/a）的速度穿过星际介质，产生弓形激波。这种冲击不是由恒星产生的，而是由其强大的恒星风产生的，因为它以17km/s的速度向星际介质中喷出大量气体，加热恒星周围的物质，从而使弓形激波在红外光中可见。由于参宿四非常明亮，直到1997年才首次对弓形激波进行成像。如果这颗恒星与太阳系的643光年的估计距离是准确的，这一结构至少有一秒差距宽。

2012年对弓形激波进行的流体动力学模拟表明，它非常年轻——不到30000年——这表明有两种可能性：参宿四最近才进入具有不同性质的星际介质区域，或者参宿四经历了重大转变，产生了新的恒星风。2012年的一篇论文提出，这种现象是由参宿四从蓝超巨星（BSG）过渡到红超巨星（RSG）引起的。有证据表明，在参宿四这样的恒星的晚期演化阶段，这些恒星“可能会在赫兹普朗-罗素图上经历从红色到蓝色的快速转变，反之亦然，并伴随着恒星风和弓形激波的快速变化”。此外，如果未来的研究证实了这一假设，参宿四可能被证明作为一颗红超巨星，其传播距离接近200000AU，沿着它的轨迹散射距离高达3M⊙。

参宿四的运动很复杂。初始质量为20M⊙的M类超巨星的年龄约为1000万年。从它现在的位置和运动开始，回到过去的投影将使参宿四离银河系平面约290秒差距——这是一个难以置信的位置，因为那里没有恒星形成区域。此外，参宿四的预测路径似乎没有与25猎户座亚星团或更年轻的猎户座星云星团（ONC，也称为Ori OB1d）相交，特别是因为超长基线阵列天体测量得出了从参宿四到猎户座星云星团的距离在389到414秒差距之间。因此，参宿四目前在太空中的运动可能并不总是如此，可能是它附近恒星发生了爆炸，使它在某个时候改变了航向。赫歇尔太空天文台在2013年1月的一项观测显示，参宿四的气流正在撞击周围的星际介质。

参宿四最有可能的恒星形成情况是，它是一颗来自猎户座OB1星协的失控恒星。参宿四最初是猎户座OB1a（Ori OB1a）中一个高质量多重系统的成员，可能形成于大约1000万至1200万年前，但由于其高质量而迅速进化。2015年，H.布伊(H. Bouy)和J.阿尔维斯（J. Alves） 建议参宿四可能是新发现的金牛座OB星协的成员。

参宿四是一颗红超巨星，由O型主序星演化而来。它的核心最终会塌，产生超新星爆炸，留下紧凑的残骸。细节取决于主序星的确切初始质量和其他物理性质。

参宿四的初始质量只能通过测试不同的恒星进化模型来估计，以匹配其当前观测到的特性。模型和当前特性的未知意味着参宿四的初始外观存在相当大的不确定性，但其质量通常估计在10–25M⊙之间,现代模型推测的值为15-20M⊙。它的化学成分可以合理地假设为约70%的氢、28%的氦和2.4%的重元素，金属含量略高于太阳，但其他方面相似。初始自转速率的不确定性更大，但具有缓慢到中等初始自转速率的模型与参宿四目前的特性最匹配。参宿四的主序版本可能是一颗光谱类型为O9V的炽热发光恒星。

一颗15M⊙的恒星需要1150万到1500万年才能到达红超巨星阶段，其中旋转速度更快的恒星需要最长的时间。快速旋转20M⊙恒星需要930万年才能到达红超巨星阶段，而自转缓慢的20M⊙恒星只需要810万年。这些是对参宿四当前年龄的最佳估计，因为自其主序星阶段以来的时间估计为800-850万年，即参宿四的主序星阶段是一颗质量为20M⊙没有自转的恒星。

参宿四作为红超巨星的时间可以通过比较质量损失率与观测到的星际物质以及表面重元素的丰度进行比较来估计。估计范围从20000 年到140000 年。参宿四似乎经历了短时间的严重质量损失，并且是一颗在太空中快速移动的失控恒星，因此很难将其当前的质量损失与总损失的质量进行比较。

参宿四的表面显示出氮的含量较高，相对较低的碳含量，以及相对于C12比例的C13的高比例 ，所有这些都表明一颗恒星经历了第一次疏浚。然而，第一次疏浚发生在恒星达到红超巨星阶段后不久，因此这只意味着参宿四已经成为红超巨星至少几千年了。最好的预测是，参宿四已经作为红超巨星度过了大约40000年，可能在100万年前就离开了主序星阶段。

目前的质量可以从进化模型中根据初始质量和迄今为止损失的预期质量进行估计。对于参宿四来说，预计损失的总质量不会超过1M⊙，目前的质量为19.4-19.7M⊙，大大高于通过诸如脉动特性或肢体变暗模型之类的其他手段所估计的。

参宿四的质量也可以根据其在色星等图（CMD）上的位置进行估计。根据2022年对历史记录的回顾，参宿四的颜色可能在过去几千年中从黄色（或可能是橙色）变成了红色。这种颜色变化与CMD相结合，表明质量为14M⊙年龄为14Myr。

所有质量超过10M⊙的恒星，当其核心坍缩时，通常会产生超新星爆炸，预示着它们的生命将结束。一颗II-P型超新星总是从质量超过15M⊙,的恒星的红超巨星阶段产生的。

更大质量的恒星可以很快失去质量，从而在其核心坍塌之前向更高的温度演化，特别是对于旋转恒星和质量损失率特别高的模型。这些恒星可以从黄色或蓝色超巨星产生II-L型或IIb型超新星，也可以从Wolf-Rayet恒星产生Ib / c型超新星。旋转且质量为20M⊙的恒星模型预测了一颗特殊的II型超新星，类似于蓝超巨星前身SN1987A。另一方面，不旋转且质量为20M⊙的恒星模型预测II-P型超新星来自红超巨星。

参宿四爆炸的时间取决于预测的初始条件和作为红超巨星已经花费的时间的估计。从红超巨星阶段开始到核心坍塌的总寿命在恒星自转质量为25M⊙的情况下约为30万年，恒星自转质量为20M⊙的情况下为55万年，对于不自转质量为15M⊙的恒星为100万年。考虑到参宿四成为红超巨星以来的估计时间，对其剩余寿命的估计范围从非旋转质量20M⊙ 模型的“最佳猜测”不到100000年到旋转模型或低质量恒星模型的更长年限。参宿四在猎户座OB1星协中的疑似诞生地是之前几颗超新星的所在地。据信，失控恒星可能是由超新星引起的，并且有强有力的证据表明，μ Columbae、AE Aurigae和53 Arietis的OB恒星都起源于2.2、2.7和490万年前Ori OB1的此类爆炸。

一颗典型的II-P型超新星发射 2×1046 J 的中微子并产生动能为的2×1044 J 的爆炸。从地球上看，参宿四作为IIP型超新星的峰值视星等在-8到-12之间。这在白天很容易看到，亮度可能达到满月的很大一部分，但可能不会超过满月。这种类型的超新星在迅速变暗之前会保持大致恒定的亮度2-3个月。可见光主要由钴的放射性衰变产生，并且由于超新星喷出的冷却氢的透明度增加而维持其亮度。

由于参宿四独特的橙红色和在猎户座内的位置，它很容易用肉眼找到。参宿四是组成冬季三角星群的三颗恒星之一，它标志着冬季六边形的中心。每年1月初，日落后，参宿四会在东方升起。从9月中旬到3月中旬（最好在12月中旬），除了82°以南的南极洲，几乎全球所有有人居住的地区都能看到它。在5月（中北纬）或6月（南纬），日落后可以在西方地平线上短暂看到红超巨星，几个月后日出前再次出现在东方地平线上。在中期（6月至7月，以6月中旬为中心），它是肉眼看不见的（只有在白天用望远镜才能看到），除了南纬70°至80°之间的南极地区北部的正午低气压（在极夜的正午黄昏，当太阳在地平线下时）。参宿四是一颗视星等在0.0到+1.6之间的变星。在某些时期，参宿四会超过参宿七成为第六亮的恒星，偶尔也会比五车二更亮。在最暗的时候，参宿四可以落后于天津四（Deneb）和十字架三（Mimosa），并与十字架三竞争第20名的位置。

参宿四的B-V颜色指数为1.85——这个数字表明其明显的“发红”。光球层有一个扩展的大气层，它显示出强烈的发射线而不是吸收线，当恒星被厚厚的气态包层包围（而不是电离）时，就会发生这种现象。已经观察到这种扩展的气态大气向参宿四移动和远离参宿四，这取决于光球层的波动。参宿四是天空中最亮的近红外光源，J波段星等为-2.99;只有大约13%的恒星辐射能量以可见光的形式发射。如果人眼对所有波长的辐射都敏感，参宿四就会成为夜空中最亮的恒星。 双星和多星组件目录（CCDM（Dommanget+ 2002））列出了多达九种参宿四的微弱视觉伴侣。它们的距离约为一到四角分，并且都比10等暗淡。

参宿四的诞生地尚不清楚，通常被认为是一颗孤立的恒星和一颗速逃星，与现在的任何星团或恒星形成区域都没有关联。 现在已经发现了参宿四的两个光谱伴星。对1968年至1983年的偏振数据的分析表明，一个周期性轨道约为2.1年的近伴星，通过使用散斑干涉测量法，研究小组得出结论，两个伴星中较近的位于距离主恒星（≈9AU）处0.06″±0.01″ ，位置角为273°，这个轨道可能会将其置于恒星的色球内。更远的伴星位于0.51″±0.01″（≈77AU），位置角为278°。 进一步的研究没有发现这些伴星的证据，也没有积极驳斥它们的存在，但从未完全排除过亲密伴生对整体通量做出贡献的可能性。 参宿四及其附近的高分辨率干涉测量远远超出了 1980 年代和 1990 年代的技术，没有检测到任何伴星。

参宿四离黄道太远，无法被主要行星掩蔽，据预测2023年12月12日将有狮子座14等小行星319掩蔽参宿四。掩星将只持续约12秒，发生在地球表面的狭窄路径上，由于缺乏对小行星大小和路径的精确了解，确切的宽度和位置不确定。 2012年1月2日，小行星 (147857）2005UW381遮蔽参宿四发生了部分掩星。因为参宿四的角直径实际上比小行星的角直径大，参宿四的亮度只下降了约0.01星等。2023年12月12日，小行星319 Leona掠过明亮参宿四的前方，这颗巨星被直径约60公里的主带小行星短暂的遮掩了数秒钟，因此其亮度明显降低。

视差是由该物体的观察者的位置变化引起的物体位置的明显变化，以弧秒为单位。当地球绕太阳公转时，每颗恒星都会偏移几分之一角秒，这与地球轨道提供的基线相结合，给出了到该恒星的距离。自1838年弗里德里希·贝塞尔（Friedrich Bessel）首次成功测量视差以来，天文学家一直对参宿四的视距离感到困惑。对恒星距离的了解提高了其他恒星参数的准确性，例如光度，当与角直径相结合时，可用于计算物理半径和有效温度;光度和同位素丰度也可以用来估计恒星的年龄和质量。

1920年，当对恒星的直径进行第一次干涉测量研究时，假设的视差是0.0180″ 。这相当于一个距离56pc或大致180ly ，不仅产生了恒星的半径不准确，而且产生了其他所有恒星的特征。从那时起，一直在进行测量参宿四距离的工作，建议的距离高达 400pc或大约1300ly 。

在依巴谷卫星星表1997年出版之前，参宿四有两个略微冲突的视差测量值。第一次是在1991年，给出了 的视差9.8±4.7mas，得出的距离大致102pc为或330ly 。 第二个是依巴谷卫星输入目录（1993年），三角视差为5±4mas，距离为200pc或650ly。 鉴于这种不确定性，研究人员采用了广泛的距离估计，导致恒星属性的计算存在重大差异。

依巴谷卫星的测量结果于1997年发布。参宿四测得的视差是7.63±1.64mas ，相当于大致131pc或427ly的距离，并且报告的误差比以前的测量值小。 然而，后来对参宿四等变星的依巴谷卫星视差测量结果的评估发现，这些测量的不确定性被低估了。 2007年，一个6.55±0.83mas的改进数字被计算出了，误差因子要严格得多，产生的距离大致152±20pc为或500±65ly 。

2008年，使用超大阵列 （VLA）进行测量时，产生了的无线电解5.07±1.10mas ，等于197±45pc或643±146ly的距离。正如研究人员哈珀（Harper）所指出的那样：“修改后的依巴谷卫星视差导致比原始视差更大的距离（152±20pc）；然而，天体测量解决方案仍然需要2.4mA的宇宙噪声。鉴于这些结果，很明显，依巴谷卫星数据仍然包含来源不明的系统误差。尽管无线电数据也存在系统误差，但哈珀解决方案结合了数据集，希望能够减轻此类误差。 使用ALMA和e-Merlin等新技术进一步观察的更新结果给出了4.51±0.8mas的视差和 222+34−48pc或724+111−156ly的距离。

2020年，天文学家们利用来自科里奥利卫星上的天基太阳质量抛射成像仪的新观测数据，使用三种不同的建模技术得出了精细视差为5.95+0.58−0.85 mas、半径为764+116−62R☉和距离为168.1+27.5−14.4pc或548+90−49ly的结果。如果准确的话，这意味着参宿四比以前认为的要小近25%，离地球近25%。

尽管欧洲航天局目前的盖亚任务预计不会对比任务仪器的大约V=6饱和极限更亮的恒星产生良好的结果，但 实际操作在大约+3星等的物体上显示出良好的性能。对较亮恒星的强制观测意味着所有明亮恒星的最终结果都应该可用，参宿四的视差将比目前可用的精度高出一个数量级。盖亚天文卫星第二批数据（Gaia 数据 Release 2）中没有关于参宿四的数据。

在科学革命之前，天文学的历史与神话和占星术有着密切的联系，红星就像以罗马战神命名的火星一样，几千年来一直与征服的军事原型密切相关，并延伸到死亡和重生的主题。斯蒂芬·R·威尔克（Stephen R.Wilk）提出，猎户座可能代表了希腊神话人物佩洛普斯（Pelops），佩洛普斯有一个由象牙制成的人造肩膀，以参宿四为肩膀，其颜色让人想起象牙的红黄色光泽。

南澳大利亚大维多利亚沙漠的原住民将参宿四融入了他们的口头传统，称为猎户座俱乐部（Nyeeruna），充满了火魔法，并在返回之前消散。这被解释为表明早期的原住民观察者已经意识到参宿四的亮度变化。澳大利亚北部的瓦尔达曼人知道这颗星星叫“猫头鹰的眼睛在飞”（Ya jungin），它的可变光线意味着它间歇性地观看由红袋鼠首领里格尔领导的仪式。在南非神话中，参宿四被视为一头狮子，向以猎户座腰带为代表的三只斑马投来掠夺性的目光。

在美洲，参宿四象征着一个人（猎户座）的断肢——巴西的托利邦人把这个星座称为齐利尔卡瓦伊（Zililkawai），一个被妻子切掉腿的英雄，参宿四的可变光与断肢有关。北美的拉科塔人将其视为一个手臂被割断的酋长。

参宿四的梵语名称是“潮湿的一个”（ārdrā），与印度教占星术中的Ardra月宫同名。梨俱吠陀的风暴之神鲁德拉主持了这颗恒星。19世纪的恒星爱好者理查德·欣克利·艾伦（Richard Hinckley Allen）将这种联系与猎户座的暴风雨性质联系在一起。马其顿王国民间传说中的星座代表农业物品和动物，反映了它们的生活方式。对他们来说，参宿四是“犁夫”（Orach），与猎户座的其他部分一样，猎户座描绘了一个带牛的犁。参宿四在夏末和秋季的凌晨3点左右升起，这标志着村里的人要去田里犁地了。对因纽特人来说，日落后，参宿四和参宿五出现在南部天空的高处，标志着春天的开始，并在2月底和3月初延长了白天。这两颗恒星被称为“两颗相距遥远的恒星”（Akuttujuuk），指的是它们之间的距离。

猎户座和天蝎座的相对位置，以及它们对应的亮红色变星参宿四和心宿二，被世界各地的古代文化所注意到。猎户座的落下和天蝎座的升起意味着猎户座被蝎子杀死。在中国，它们象征着兄弟和竞争对手申和商。苏门答腊岛的巴塔克人在地平线下的猎户座带沉没后迎来了第一轮新月，标志着他们的新年，在这一点上，参宿四仍然“像公鸡的尾巴”。参宿四和心宿二在天空两端的位置被认为是重要的，它们的星座被视为一对蝎子。两个星座都可以看到的夜晚被称为蝎子日。

参宿四不同寻常的名字启发了1988年电影《甜菜汁》的片名，指的是其名义上的对手。在道格拉斯·亚当斯（Douglas Adams）的热门科幻小说系列《银河系漫游指南》（The Hitchhiker's Guide to the Galaxy）中，福特级长（Ford Prefect）来自“参宿四附近的一颗小行星”。

两艘美国海军舰艇以参宿四命名，它们都是二战时期的舰艇，1939年下水的的参宿四号航空母舰（AKA-11）和1944年下水的参宿四号航母（AK-260）。1979年，法国超级油轮参宿四号停泊在惠迪岛附近，发生爆炸并泄漏了石油，造成50人死亡，这是爱尔兰历史上最严重的灾难之一。

戴夫·马修斯乐队（Dave Matthews Band）的歌曲“黑蓝鸟”引用了参宿四这个名字。 他们 1994 年专辑《Parklife》中的Blur歌曲“Far Out”在歌词中提到了参宿四。

菲利普·拉金（Philip Larkin）的诗歌《北船》（The North Ship）在同名诗集中，在“北纬80°以上”一节中提到了参宿四。