了解参宿四是怎样的存在，未来发生超新星爆炸会波及到地球吗？

　　在1920年，参宿四是第一颗被测出角直径的恒星（除太阳之外）。从此以后，研究人员不断使用不同的技术参数和望远镜测量这颗巨星的大小，而且经常产生冲突的结果。目前估计这颗恒星的视直径在0。0430。056角秒，作为一个移动的目标，参宿四似乎周期性的改变它的形状。由于周边昏暗、光度变化（变星脉动理论）、和角直径随着波长改变，这颗恒星仍然充满了令人费解的谜。参宿四有一些复杂的、不对称的包层，引起巨大的质量流失，涉及从表面向外排出的庞大冠羽状气体，使事情变得更为复杂。甚至有证据指出在它的气体包层内有伴星环绕着，可能加剧了这颗恒星古怪的行为
　　天文学家认为参宿四的年龄只有几千万年，但是因为质量大而演化得很快。它被认为是来自猎户座OB1星协的奔逃星，还包含在猎户腰带的参宿一、参宿二、和参宿三等O和B型晚期恒星的集团。以现行恒星演化的晚期阶段，预料参宿四在未来的数百万年将爆炸成为II型超新星，并变成一颗中子星。
　　基本参数
　　赤经05h55m10。30536s
　　赤纬072425。4304
　　赤经自行：26。420。25masyr
　　赤纬自行：9。600。12masyr
　　参宿四
　　视星等（V）：0。50（0。01。3）
　　光谱型：M1M2IaIab
　　BV色指数1。85
　　UB色指数2。06
　　恒星分类：红超巨星
　　变星类型：SRc（半规则变星）
　　径向速度（Rv）：21。0kms
　　恒星视差（）：5。071。10mas
　　绝对星等（Mv）：5。85
　　恒星质量：11。6M注：（此数据为根据演化模型的640ly计算得出的结果）
　　距地距离：约为723。942ly（222pc）（根据演化模型为640ly）
　　恒星半径：887203或955217R
　　恒星亮度：91041。5105L
　　表面温度：3590K
　　自转速度：5kms
　　其他命名：猎户座，Orionis，AlphaOrionis，58Ori，HR2061，BD71055，HD39801，SAO113271，FK5224，HIP27989。
　　简要介绍
　　参宿四（猎户座，Betelgeuse，源自阿拉伯语，意思是腋下）是全天第十亮星（由于它在亮度变化的关系，有时视星等会超过波江座水委一成为全天第九亮星），亮度在0。01。3等之间变化，变光周期为5。5年，属于脉动变星。它是一颗M1M2型红超巨星，半径在6841172R之间变化，而半径的变化使得它的光度也跟着变化（在0。01。3等间变化）。绝对星等5。85等，距离地球约724ly，质量约为11。6M，表面温度3590K，光度约为900001。5105L，是迄今人类发现的体积最大的恒星之一。因为这些原因，使它成为除了太阳之外，人类首度能够解析出表面大小的恒星。
　　参宿四猎户座Ori
　　参宿四是第一个直接用恒星干涉仪测定角直径的恒星。1966年就已发现参宿四是射电星。射电频谱观测表明，参宿四既有大气射电，也有恒星圆面射电。通过2。1米望远镜电视分光装置观测，发现参宿四周围已形成极厚的气壳，至少伸展到本星半径约600倍处，这表明该星向星际空间抛出了大量物质。还有人认为参宿四至少有两个星周壳层，它们分别离本星约五十和几百个半径处，膨胀速度分别约每秒钟11和17km。参宿四的距离迄今难于测准（大约222pc），因此关于它的真半径、光度等尚缺乏可靠数据。美国基特峰天文台曾用4米望远镜结合星像处理技术获得了参宿四圆面的照片。
　　在天文学上，参宿四是很有趣的。它是最初几个利用到天体干涉仪测量出直径的恒星之一。天文学家发现它的直径是不定的，由最小的684R到最大的1172R，比木星围绕太阳的公转轨道的直径还要大。
　　演化末期
　　如今参宿四已走入生命末期，推测在未来数百万年中，可能变成型超新星。天文学家预计参宿四最终会以II型超新星爆发来结束它的生命，或是其质量只足够变成一颗小质量黑洞。但各方对它还有多长寿命并没有一致的意见：有些人认为它的直径不停变化代表着参宿四正在融合它的碳原子，而会在数千年之内变成超新星；不同意这观点的人则认为它可以生存更久。如果真的发生超新星爆发，其光度将增至原来的数十万倍以上，约为弦月的光度，也有一些预测指，最大光度甚至可以达到满月的3倍。
　　超新星的光将持续数月，在日间也能看见，然后将会逐渐转暗，在肉眼的夜空中消失，猎户的手臂将消失，在数个世纪之后，将会演变成星云。但是，如果这颗中子星的自转轴是朝向地球，那便较为麻烦了，它释出的高能伽玛射线及宇宙粒子将如雨般直达地球，并将削弱臭氧层，在多处天空均会出现极光。（注：已确认参宿四自转轴与地球夹角约为20）
　　位置结构
　　在中国的星座系统中，都属参宿，首先介绍参宿在天空中的位置、结构以及相关的典故。参宿是冬季星空中最美丽而明亮的星宿之一。在它的北面是五车星官，西面有毕宿大星，东南面有全天第一亮星天狼星。在参宿的七颗主星中有一颗0等星，即本文的主角之一的参宿四；一颗1等星，即本文的另一主角参宿七；五颗2等星，即参宿一（猎户座）、二（猎户座）、三（猎户座）、五（猎户座）、六（猎户座）。
　　《史记天宫书》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。
　　这段话的意思是说，有三颗星横向排列在星空中，差不多正好在赤道上，称之为衡石，即一块起到平衡作用的石头，因此，衡石的含义，就是赤道的中腰，也是白虎的中腰。这三颗星就是参宿的标志星，参宿之名就源于此。
　　可见性
　　参宿四是很容易在夜空中发现的，它就出现在著名的猎户的右肩上，并且肉眼就可以看见它发出的橙红色光芒。在北半球，从每年的一月开始，可以看见它于日落时从东方升起。在3月中旬，这颗恒星在黄昏时已经在南方的天空中，而且几乎全球各地的居住者都可以看见，仅仅只有南极洲少数几个位置在南纬82更南边的偏远研究站才看不见。在南半球的大城市（像是雪梨、布宜诺斯艾利斯、和开普敦），参宿四的高度角几乎可以达到地平线上49。一旦来到5月，就只能在太阳刚西沉之际在西方地平线上惊鸿一瞥了。
　　参宿四位置
　　参宿四的视星等是0。50，它的平均亮度是天球上的第十亮星，正好就在水委一的后面。但因为参宿四是一颗变星，它的光度变化范围在0。01。3之间，因此有的时候它的光度会超越水委一，成为全天第九亮星。参宿七也是一样，它通常的视星等是0。13，但报告指出光度有0。030。18的波动，这也可能使参宿四偶尔会比参宿七明亮而成为全天第九亮星。当它最暗时，会比第十九亮的天津四还要暗，并与十字架三竞争第二十名的位置。
　　来自ESO的甚大望远镜所显示的图像，不仅有恒星的盘面，还有以前不知道的被气体围绕着的烟羽伴随着扩展的大气层。
　　参宿四的BV色指数是1。85，说明这是一个颜色非常红的天体。其光球有着扩展的大气层，光谱中呈现强烈的发射线而不是吸收线，这是一颗恒星外面有着浓厚的气体包壳时出现的现象。取决于光球层径向速度的波动，这些扩展的气体曾经被观察到远离和朝向参宿四移动的运动。这颗恒星的辐射能只有13的是经由可见光发射出来，而大部分的辐射都在红外线的波段。如果眼睛可以感觉到所有辐射的波长，参宿四可能会成为全天空最亮的恒星。
　　视差
　　自从白塞尔在1838年成功的测量出视差，天文学家就对参宿四的距离极为困惑，不确定性使得许多恒星的参数值很难得到正确的估计。准确的距离和角直径将揭示恒星的半径和有效温度，导出清楚的解读热辐射的光度；光度与同位素丰度结合可以提供对恒星年龄和质量的估计。在1920年，当第一次以干涉仪研究恒星的直径时，假设视差是0。18角秒。这等同于距离是56pc，或是180光年，这样不仅获得的恒星半径不正确，恒星的特征也不同。在这之后，有些进行的调查将这神秘的实际距离建议为高达400pc，或是1300ly。
　　在依巴谷星表公布之前（1997年），有两份受人尊重的出版物有参宿四最新的视差资料。第一份是耶鲁大学天文台（1991）公布的视差是9。84。7mas，相当于距离大约是102pc，或是330ly。第二份是依巴谷输入星表（1993），它的三角视差是54mas，相当于200pc或是680ly，几乎是耶鲁估计值的两倍。这种不确定性，使研究人员对距离估计使用宽松的范围，这种现象引燃了许多的争议，不仅仅是在恒星的距离上，还影响到其它的恒星参数。
　　图片显示的是美国国家无线电天文台坐落在新墨西哥州索科洛的甚大天线阵（VeryLargeArray，VLA）。27只天线每只的重量是230t，需要时可以在阵列中的轨道上移动，以使用孔径合成干涉仪进行详细的研究。
　　期待已久的依巴谷任务结果终于在1997年发表（释出）。解决了这一个问题，新的视差值是7。631。64mas，这相当于131pc，或是430ly。因为像参宿四这种变光星，会造成具体的问体影响到它们距离的量化。因此，大尺度误差很可能是恒星引起的，可能与希巴科斯光度HP波段3。4mA级的光中心运动有关。
　　在这次的争论中，电波天文学的最新发展似乎占了上风。格雷厄姆和同事们使用美国国家无线电天文台（NRAO）的甚大天线阵（VLA），以新的高空间分辨率和多波长无线电对参宿四位置的指引，获得更精确的估计值，加上依巴谷的资料，提供了新的天文测量解答：5。071。10mas，在严谨的误差因子下得出的距离是19745pc或643146ly。
　　接下来在计算上的突破将可能来自欧洲空间局即将进行的盖亚任务，它将承担详细的分析每一颗被观测恒星的物理性质，揭示亮度、温度、重力和成分。盖亚将多次测量每一个亮度暗达20星等和比15等亮的天体位置，精确度达到24微角秒，相当于从1000km外测量的人发直径。携带的检测设备将确保能测量像参宿四这种变星在最暗时的极限，这将解决较早时依巴谷任务位置上绝大部分的局限性。事实上，对最近的那些恒星，将能以小于0。001的误差因子来测量他们的距离。即使是靠近银河中心的恒星，距离大约是3104ly，距离测量上的误差也将在小于20以内。
　　光度变化
　　参宿四的紫外线影像，显示出恒星的不对称脉动，扩展和收缩。
　　参宿四的紫外线影像
　　作为胀缩变化恒星SRc的次分类，研究人员提供了不同的假设试图解释参宿四反复无常的舞蹈，这导致其视星等在0。0和1。3之间的振荡现象。以我们了解的恒星结构认为是这颗超巨星的外层逐渐的膨胀和收缩，造成表面积（光球）交替的增加和减少，和温度的上升和降低因此导致测量到这颗恒星的亮度有节奏的在最暗的1。3等和最亮的0。0等之间变化着。像参宿四这种红超巨星，因为大气层本来就不稳定因此会通过脉动的方法。当恒星收缩，它吸收越来越多通过的能量，造成大气层被加热和膨胀。反过来，当恒星膨胀时，它的大气层变得稀薄，允许较多的能量逃逸出去并使温度下降，因此启动一个新的收缩阶段。在计算恒星的脉动和模型都很困难的情况下，看来有几个交错的周期。在上个世纪的1930年代，Stebbins和Sanford的研究论文指出有一个由150300天的短周期变化调制成的大约5。7年的规则循环变化周期。
　　图解的太阳结构显示出光球的米粒斑：
　　太阳结构显示出光球的米粒斑
　　1。核心
　　2。辐射层
　　3。对流层
　　4。光球层
　　5。色球层
　　6。日冕
　　7。太阳黑子
　　8。米粒斑
　　9。日珥
　　事实上，超巨星始终显示不规则的光度、极化和光谱的变化，这指出在恒星的表面和扩展的大气层有着复杂的活动。对照于受到监测的大多数巨星都是有着合理的规则周期的长周期变星，红巨星通常都是半规则或不规则的，有着脉动特性的变星。在1975年，MartinSchwarzschild发表了一篇具有里程碑意义的论文，认为光度起伏不定的变化是因为一些巨大的对流细胞（米粒斑的模式）覆盖在恒星表面所导致的。在太阳，这些对流细胞，或是称为太阳米粒，代表热传导的一种重要模式因未那些对流元素主宰著太阳光球的亮度变化。太阳的米粒组织典型的直径大约是2000km的大小（大约相当于印度的表面积），深度大约700km。
　　在太阳表面大约有2106个这样的米粒斑覆盖着光球，如此巨大的数量产生相对恒定的通量。在这些米粒斑之下，连结著500010000个平均直径30000km，深度达到10000km的超米粒斑。对照之下，Schwardschild认为像参宿四这样的恒星可能只有一打左右像怪兽的米粒斑，直径达1。8108km或更大而足以支配恒星的表面，深度达6106km，这是因为红巨星的包层温度和密度都很低，导致对流的效率极低。因此，如果在任何时间都只能看见三分之一的对流细胞，它们所观测到的光度随着时间的变化就可能反映出恒星整体的光度变化。
　　Schwarzschild的巨大对流细胞主宰巨星和红巨星表面的假说似乎有张贴在天文讨论社区，当哈柏太空望远镜在1995年首度直接捕捉到参宿四表面神秘的热点时，天文学家就将它归因为对流。两年后，天文学家揭露至少有三个亮点造成观测到这颗恒星错综复杂的亮度分布不对称，其幅度符合表面的对流热点。然后在2000年，另一组由哈佛史密松天体物理中心（Cfa）的AlexLobel领导的小组，注意到参宿四湍流的大气层中冷与热的气流展示出肆虐的风暴。小组推测在恒星大气层中大片活力充沛的气体同时向不同的方向膨胀，抛射出长长的温热气体羽流进入寒冷的尘埃包层。另一种解释是温热的气体在横越恒星较冷的区域时造成激波的出现。这个团队研究参宿四大气层的时间超过5年，使用的是哈勃太空望远镜影像摄谱仪在19982003年的资料。他们发现在色球层上活动的气泡，在恒星的一边抛起气体，当落在另一边时，好像慢动作翻腾的熔岩灯。
　　角直径
　　天文学家面对的第三个挑战是测量恒星的角直径。在1920年12月13日，参宿四成为第一颗在太阳之外曾经被测量出直径的天体。虽然干涉仪仍处在发展的初期，经由实验已经成功的证明参宿四有一个0。047的均匀盘面。天文学家对周边昏暗的见解视值得注意的，除了10的测量误差，小组得出的结论是由于沿着恒星边缘部分的光度强烈的减弱，盘面可能还要大17，因此角直径大约是0。055。从那时已来，已有其他的研究在进行，得到的范围从0。0420。069角。结合历史上估计的距离，从180815ly，与这些资料，得到恒星盘面的直径无论何处都在2。417。8AU，因此相对来说半径是1。28。9AU使用如同太阳系的标准，火星的轨道大约是1。5AU，在小行星带的谷神星是2。7AU，木星是5。5AU。因此，取决于参宿四与地球的实际距离，光球层可以扩展至超出木星轨道的距哩，但不能确定是否会远达土星的9。5AU。
　　电波的影像显示出参宿四光球层的大小（圆圈）和使恒星不对称的大气层扩展至土星轨道之外的对流力效应。
　　有几个原因使精确的直径很难定义：
　　光球收缩和膨胀的节奏，如理论所建议的，意味着直径不是永远不变；
　　由于周边昏暗造成从中心向外延伸的越远光的颜色改变和辐射衰减越多，而没有明确定义的边界；
　　参宿四被从恒星逐出的物质组成的星周包层环绕着。这些物质吸收和辐射光线造成光球层的边界很难定义；
　　在电磁频谱内以不同的波长测量，每个波长透露一些不同的东西。研究显示可见光的波长有较大的角直径，在近红外线减至最小，不料在中红外线再次增加。报告的直径差异可已多达3035，但因为不同的波长测量不同的东西，将一种结论与另一种比较是有问题的；
　　大气层的闪烁使得地面上的望远镜因为大气湍流的影响降低了解像力的极限角度值。
　　为了克服这些限制，研究人员采用了各种方案解决。天文干涉仪的观念是HippolyteFizeau在1868年最早提出的。他提出经由两个孔洞观察恒星的干涉，将可以提供恒星空间强度分布的资讯。从此以后，科学的干涉仪已经发展出多孔径干涉仪，可以将多个位置的影像彼此重叠。这些斑点的影像使用傅立叶分析综合一种广泛用于审视天体的方法，包括研究联星、类星体、小行星和星系核。自1990年出现的自适应光学彻底改变了高分辨率天文学，同时，像是依巴谷、哈柏、和史匹哲等太空天文台，也产生其他重大的突破。另一项仪器，天文多波束接触器（heAstronomicalMultiBEamRecombiner，AMBER），提供了新的观点。最为甚大望远镜的一部分，AMBER有能力同时结合3架望远镜，使研究人员可以实现微角秒的空间解析。此外，通过组合三个干涉仪天文干涉仪取代两个，这是习惯用的传统干涉测量，AMBER能让天文学家计算闭合相位天文成像中的一个重要组成部分。
　　目前的讨论围绕着波长可见光、近红外线（NIR）或中红外线（MIR）获得最精确的角度测量。最被广泛接受的解决方案，它的出现，是由加州大学柏克莱分校的太空实验室的天文学家在中红外线波段执行的ISI。在历元2000年，这个团体，在约翰韦纳的领导下发表了一份论文，以一般不太被注意的中红外线，忽略任何可能存在的热点，显示参宿四均匀的盘面直径是54。70。3mas。这篇论文也包含理论上承认的周边昏暗直径是55。20。5mas假设与地球的距离是197。045pc，这相当于半径大约5。5AU的外观（1180R）。不过，有鉴于角直径的误差在0。5mas，与哈珀（Harper）的数值有45pc的误差结合在一起，光球的半径实际上可以小至4。2AU，或是大至6。9AU。
　　跨过大西洋，另一组由巴黎天文台佩兰（GuyPerrin）领导的天文学家在2004年以红外线对有争议的参宿四光球半径做出43。330。04mas的精确测量。佩兰的报告给了一个合理的剧本，可以一致性的解释从可见光到中红外线的观测。这颗恒星看似很厚、温暖的大气层使短波的光线散射因而略微增加了直径，波长在1。3m以上的散射可以忽略不计。在K和L波段，上层的大气层几乎是透明的。在这些波长上看见的是传统的光球，所以直径是最小的。在中红外线，热辐射温暖了大气层增加了恒星的视直径。这些参数还未获得天文学家广泛的支持。
　　使用IOTA和VLTI在近红外线上的研究，强烈的支持佩兰的分析，直径的范围在42。5744。28mas，最小的误差因子小于0。04mas。这次讨论的中心，是由查理斯汤所领导柏克莱团队在2009年的第二份论文，报告参宿四的直径从19932009年缩减了15，在2008年测量的角直径是47。0mas，与佩兰的估计相距不远。不同于以前发表的大部份论文，这份研究专注于一个特定的波长15年的视野，早期的研究通常只持续12年，并且是在多种波长上，经常会产生截然不同的结果。缩减的角度分析相当于从1993年看见的56。00。1到2008年的47。00。1mas，在15年内几乎缩减了0。9AU，或大约相当于1000kmh。
　　天文学家都认为我们完全不知道这颗恒星膨胀和收缩的节奏，果真如此，循环的周期可能是什么，虽然汤认为不存在这样的周期，但它也可能长达数十年，其它可能的解释是光球层由于对流或因为不是球体因而稍微有些不对称，造成恒星绕着轴旋转时外观上的膨胀和收缩。当然，除非我们收集了周期的完整资料，我们不会知道1993年的56。0mas是表现出恒星膨胀的最大值还是平均值，或是2008年的47。0事实上是个极小值。在我们得知确切的数值之前，我们可能还要继续观测15年或更久的时间（2025年），也就是说，相当于木星轨道半径的5。5AU，可能将持续很长的一段时间继续被视为它的平均半径。
　　体积缩小
　　查尔斯汤斯当天在一份声明中说：新测量发现，过去15年中，‘参宿四’的直径缩小了15，其缩小幅度平缓，但呈逐年加快趋势。参宿四半径为5。5AU，也就是5。5倍于地球到太阳的距离。如果把它安放在太阳系的中心，它的表面几乎达到木星的轨道。这意味着，参宿四这15年中缩减了相当于金星到太阳的距离。今天，参宿四依然巨大，用哈勃太空望远镜观察，它仍属于少数呈碟状、而非光点的恒星。但作为红超巨星，它已快走到生命的尽头。
　　参宿四体积缩小近15
　　爱德华威什诺说，他们并不清楚为什么参宿四体积会缩减，对星系和遥远的宇宙，包括快走到生命尽头的红超巨星来说，人们仍有太多的未知。
　　研究人员表示，他们接下来仍会继续研究参宿四，观察它到底是继续缩小还是转而膨胀。研究人员还指出，尽管参宿四体积在缩小，但它的亮度在过去15年中没有明显变暗〔2〕。
　　爆炸
　　2011年1月22日，澳大利亚南昆士兰大学高级物理学讲师布拉德卡特博士预言，从现在开始，最迟几万年内，地球上的人类也将能够看到12等左右的亮星，尽管这种奇异景象只会维持几周时间。卡特博士称，猎户星座的红超巨星参宿四这些年体积不断缩小，质量急剧下降，这是红超巨星重力崩溃的典型征兆，参宿四随时都可能发生超新星爆炸，那时参宿四的绝对星等将至少达到17等。
　　简单地讲，II型超新星就是超巨星在内核坍缩过程中挤压造成的剧烈爆炸形成的。
　　这颗衰老恒星的内核已经耗尽了它的燃料，正是这些燃料促使参宿四发出光和热，当燃料耗尽时，恒星就会向内坍缩，引发巨大的超新星爆炸。当这一切发生时，参宿四的绝对星等将至少到17等，当超新星爆炸的光亮传到地球时，在人类的眼中，将如同在地球上空出现了第二颗金星。不过，这第二颗金星只会维持几月时间，然后就会在接下来的几年中逐渐暗淡和消失。卡特博士说：这将成为一颗恒星最后的灿烂，当参宿四爆炸后，它将照耀夜空，我们将在几周时间内都能看到它难以置信的光亮，在接下来的几年中，它会逐渐暗淡，最后再也难以被观察到。
　　超新星光变曲线图（参宿四属b型）
　　卡特博士称，尽管参宿四可能发生超新星爆炸，但也可能在百万年内的任何一天发生爆炸。就算参宿四爆炸了，它在天空中的表现也不可能是第二个太阳。星战迷期待的像卢克天行者在遥远星球塔图因（Tatooine）上所看到的景象不会出现。
　　太阳与星星的最显著差别在于它看上去比较大太阳不是光点，而是像金盘一样挂在天上。天文学上常用角直径描述这种天体的大小，即计算天体直径在观测点形成的夹角。离我们越近的或者越大的天体，其角直径越大，反过来，离我们遥远的或者个头小的天体角直径较小。虽然参宿四是角直径最大的恒星之一，而且超新星爆发时直径会急剧增大，但是由于参宿四距离我们太远，所以其角直径依然无法与太阳相比。据推测，参宿四爆发时角直径最大可能是0。416’（按照爆发后超新星直径3倍太阳系直径，距离地球643光年计算），这不到太阳的14500，即便是太阳系行星中角直径最小的海王星，也是它的5倍以上。参宿四即便爆发了，也还只是一个小点。
　　参宿四超新星爆发效果图
　　根据天文学家的推算，参宿四爆发时视星等大概是12等左右，也就是说可以达到满月的亮度，在白天也可以看见。新的模拟结果表明其亮度甚至可能超过3倍满月亮度。这对于一颗恒星来说绝对是惊人的，但是和太阳相比依然有不小的差距太阳的视星等高达26。74。根据星等和亮度的关系我们可以计算出爆发的参宿四亮度不到太阳的50万分之一。在夜里，参宿四或许会给我们留下一道长长的影子，但是如果想让它把黑夜照得亮如白昼，实在是勉为其难了。
　　爆炸对地球无害
　　参宿四随时可能发生超新星爆炸的预测在互联网上引发了热烈的讨论，有人甚至将超新星爆炸同玛雅日历中的2012年世界末日阴谋论联系了起来，还有网民为了应对可能来临的超新星爆炸，甚至在地下室中储满了罐头食品。
　　不过卡特博士称，超新星爆炸不可能给地球带来任何毁灭性的结果，因为超新星爆炸释放出的细小粒子中微子对人体并无害处。
　　卡特博士说：当一颗恒星爆炸时，首先我们会观察到一种称做‘中微子’的粒子雨，它们将会穿过地球，即使超新星爆炸会照亮我们的夜空，即使超新星99的能量都会释放到这些粒子中，但当这些微小粒子穿过地球和我们的身体时，却绝对不会对我们带来任何伤害。
　　一些专家猜测，参宿四一旦发生超新星爆炸，将会成为一颗中子星，或形成一个距离地球大约650ly的黑洞。卡特博士说：它形成中子星或黑洞的概率相等，如果让我预测，我认为它更可能形成一个8倍太阳质量的黑洞。