我们做一个关于参宿四的假设

坠落天使路西法

然后把参宿四、海山二、r136a1和比邻星互换位置
然后分别发生超新星爆发
会怎么样？
会不会出现两个月亮？
两个太阳？

他们的资料在下面

绝对星等为M=视星等+5*log10(32.616/5000)=

相关资料可以参考维基百科

坠落天使路西法

参宿四
百科名片
参宿四为参宿第四星，西名Betelgeuse，又名猎户座α星（α Orionis），是一颗处于猎户座的红超巨星。它是夜空中除太阳外第十二亮的恒星。在冬季夜空中，它与大犬座的天狼星、小犬座的南河三组成冬季大三角。虽然它是猎户座的α星，但实际猎户座β星（参宿七）比它还要亮。

目录

简要介绍
演化末期
位置结构
体积缩小
参宿四恒星系
参宿四的爆炸
　　基本资料  参宿四
所属星座：猎户座 　　恒星位置：赤经 05h 55m 10.3053s、赤纬 +07° 24′ 25.426″ 　　目视星等 (V)： 0.58等 (0.3 – 1.2) 　　光谱分类：M2Iab（红超巨星），B-V 色指数 1.85（橙红）、U-B 色指数 2.06 　　变星类型：SR c（半规则变星） 　　径向速度 (Rv)： +21.0 km/s ，自行 (μ) RA：24.95 ± 0.08 mas/yr、Dec.：9.56 ± 0.15 mas/yr 　　恒星视差 (π) ：5.07 ± 1.10 mas 　　绝对星等 (MV) ：-5.14 　　恒星质量：14 M☉ 　　恒星半径：630 R☉ 　　恒星亮度：63,000 (40,000–100,000) L☉ 　　表面温度：3,500 K 　　自转周期：17 年 (14.6 km/s) 　　其他命名：猎户座α,Alpha Orionis, 58 Ori, HR 2061, BD+7°1055, HD 39801, SAO 113271, FK5 224, HIP 27989.
编辑本段简要介绍
　　参宿四（猎户座α，Betelgeuse，源自阿拉伯语，意思是腋下）是全天第10亮星，亮度在0.06至0.75等之  参宿四猎户座αOri
?间变化，变光周期为5.5年，属于不规则变星。它是一颗M2Iab型红超巨星，半径在太阳的700倍到1000倍间变化，而半径的变化使得它的光度也跟着变化（在0.4至1.3等间变化）。绝对星等-6等，距离地球约640光年，质量为太阳的15倍，表面温度3500开，光度为太阳的10万倍，体积为太阳的325万倍，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17公里。参宿四的距离迄今难于测准(大约200秒差距)，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290,000,000公里到最大的480,000,000公里，比木星围绕太阳的公转轨道的直径还要大。

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海山二
百科名片
   由复杂处理后所得海山二影像海山二（Eta Carinae），西方称为船底座η星，是一个质量非常高的特超巨星，可能是一个双星系统。质量约在太阳的150倍左右，亮度则约是太阳的400万倍。

目录

观测资料
基本特征
恒星简介
亮度变化
未来预测
编辑本段观测资料
　　星座：船底座 　　赤经：10h 45m 03.6s 　　赤纬：-59° 41′ 04″ 　　视星等 (V) ：6.21 (-0.8–7.9)
编辑本段基本特征
　　光谱分类：Peculiar（B-V 色指数 0.61， U-B 色指数 -0.45 ） 　　变星类型：亮蓝变星、双星或复合星 　　天体测定：径向速度 (Rv) −25.0 km/s ，自行 (μ) RA： −7.6mas/yr、Dec.：1.0mas/yr 　　质量：100–150 M☉ 　　半径：80–180 R☉ 　　亮度：5 × 106(bolometric) L☉ 　　温度：36–40,000 K 　　其他命名：Foramen, Tseen She, HR 4210, CD−59°2620, HD 93308, SAO 238429, WDS 10451-5941, IRAS 10431-5925, GC 14799, CCDM J10451-5941
编辑本段恒星简介
　　海山二是质量巨大的恒星中距离地球最近的一颗，距离太阳为7,500至8,000光年，因此天文学家可以得知许多该天体的详细资料。根据各种波段的数据，海山二确定是已知亮度最高的天体。 　　海山二亮度可能已经接近爱丁顿光度的限制（甚至可能超过爱丁顿光度的限制），外部的辐射压力几乎强到可以抵销重力。如果恒星的质量超过太阳的120倍的话，就超过爱丁顿光度的限制，它们的重力仅能勉强约束住辐射与气体，并在不久的未来可能导致超新星与极超新星的现象发生。
编辑本段亮度变化
　　  海山二的X光合成影像(蓝色与橘色)
海山二一引人注目的特征是亮度的变化，目前被分成亮蓝变星（Luminous Blue Variable，LBV）双星。 　　海山二被爱德蒙·哈雷于1677年第一次纪录下来，当时它是颗4等星，不过到了1730年时，观测者注意到它已经变得相当明亮，成为船底座最耀眼的恒星之一。船底二接下来再度变暗，直到1782年又回到原先那样的暗淡，但是它在1820年开始再度变亮。到了1827年时，海山二变亮超过10倍，并且在1843年4月达到顶点，亮度为−0.8等，为全天空第2亮的恒星，仅次于距离8.6光年的天狼星。 　　海山二活动极不稳定，经常会发生特大的爆发，期间甚至其形状也会由圆形变为哑铃型。海山二最近的一次的爆发在1841年，几乎达到它的顶峰，而爆发的原因仍然是未知。天文学家推测可能由于海山上巨大的光度产生的辐射压所致。海山二在1843年之后再度变暗，在1900年至1940年间，它的亮度只有8等，所以无法用肉眼观测到。 　　海山二在2003年夏季发生一次分光极小现象。科学家曾组织一个巨大观测活动，包括动用所有可用的地面（例如CCD光度分析）与太空望远镜，例如哈勃太空望远镜、钱德拉X射线天文台、国际伽玛射线天体物理实验室与甚大望远镜。这些观测活动的主要目的是去决定海山二是否是一对双星，如果是一对双星的话，试图确认它的伴星，确定这个现象的产生原因，并了解它们（如果是双星的话）与19世纪大爆发之间的关联。 　　海山二的光谱观测显示，一些发散谱线过去每5.52年会周期性的变暗，这个时期稳定的持续几十年的时间。海山二的无线电发散谱线与X光的光度在这些“事件”发生时也会下降。这些变化与紫外线的观测显示海山二非常有可能确实是一对双星，伴星是一颗炎热但质量较小的恒星，并拥有一个周期为5.52年的高偏心率的椭圆轨道。 　　海山二的亮度在1998年至1999年之间突然加倍，而在2007年时，可以很容易用肉眼就观测到它，目前海山二的亮度已经超过5等。

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R136a1　　  R136a1位置
来自英国谢菲尔德大学的研究小组由天文学家保罗·克劳瑟带领，他们利用哈勃太空望远镜和欧洲南方天文台甚大望远镜观测数据重新计算后发现，大麦哲伦星系蜘蛛星云内代号为R136a1的恒星“体重”创下纪录。 　　克劳瑟21日说，R136a1诞生时质量达到太阳的320倍，表面温度超过4万摄氏度，比太阳热7倍。 　　R136a1还是一颗“耀眼”的恒星，比太阳亮1000万倍。英国《每日电讯报》打比方说，如果把R136a1放进太阳系，它相对太阳的亮度就相当于太阳对月球。 　　先前已知的最重恒星包括：手枪星（质量相当于80个到150个太阳）、船底星座伊塔星（质量大约相当于100个太阳），但是它们和R136a1相比，都相形见绌。 　　按照埃丁顿极限，星体质量越大，能发出越多的光，而过度的辐射压力，也将使星体不稳定。质量超过太阳50倍的星体，不可能稳定。人们普遍认为，150倍于太阳的质量是埃丁顿极限可达上限。 　　克劳瑟认为，R136a1创造了新纪录，而“这一新纪录不可能在短时间内打破”。 　　迅速瘦身 　　100万年内就消耗20%的质量 　　大质量的恒星释放的能量也更加巨大。以手枪星为例，它20秒内释放出的能量相当于太阳一年释放能量的总和。 　　克劳瑟说：“星体和人类不一样，它们诞生之初质量巨大，年长后逐渐变轻。R136a1已经是一颗中年星体，质量已大幅减小。” 　　R136a1在短短100万年时间内消耗掉20%的质量，现质量相当于265个太阳。 　　相比之下，太阳已经燃烧45.7亿年，却仅消耗0.03%的质量转化为能量。 　　由于质量迅速损失，这些“巨无霸”星体大多短命。 　　遭遇质疑 　　也可能是个双子星 　　R136a1惊人的体重也受到科学家质疑。美国媒体说，在非常遥远的太空，即便高精度望远镜有时也难以判断发现的究竟是一个“巨无霸”，还是一对距离非常近的双子星。 　　加利福尼亚大学天文学家马克就质疑说，R136a1可能是双子星。 　　亚利桑那州洛厄尔天文台天文学家菲利普还指出，克劳瑟等人运用科学模型推算星体质量，而模型本身不一定百分百准确。 　　不过，马克和菲利普都同意，如果R136a1真是一对双子星，望远镜检测到的X射线应更强

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比邻星
百科名片
比邻星（毗邻星，Proxima Centauri)是半人马座α三合星的第三颗星，依拜耳命名法也称为半人马座α星C。它是离太阳最近的一颗恒星（4.22光年）。它是由天文学家罗伯特·因尼斯（Robert Innes）于1915年在南非发现的，当时他是担任约翰尼斯堡（Johannesburg）联合天文台（Union Observatory）的主管。

目录

概述
亮度
距离、直径与质量
形成年代与寿命
表面活动观测
比邻星的作用
以“比邻星”为名字的网站
　　  

编辑本段概述
　　比邻星[1]位于从地球看来西南方向2度的位置，为一颗红矮星。 如果用最快的宇宙飞船，到比邻星去旅行的话，来回就得17万年，可想而知，宇宙之大，虽说是比邻也远在天涯。比邻星是一颗三合星。它们在相互运转，因此在不同历史时期， “距离最近”这顶世界之最的桂冠将由这三颗星轮流佩戴了。 　　上图影像中央这颗小小的红色星就是比邻星，它是如此的昏暗，直到1915年才由当时约翰内斯堡（Johannesburg）联合天文台（Union Observatory）的主管罗伯特·因尼斯（Robert Innes）在南非发现。影像的背景里可以见到我们银河系里各式各样的恒星。南门二系统里的最亮星，其特性和我们的太阳很相象，也是地球夜空中的第三亮星。
编辑本段亮度
　　通常红矮星的亮度都很弱，以肉眼观测是看不见的，比邻星也不例外。它的视星等是11等，绝对星等是非常弱的15.5等。如果从半人马座α三合星的其他两个星观测，将是4.5等星。
编辑本段距离、直径与质量
　　由欧洲天文卫星Hipparcos量测到的视差（parallax）772.33 ± 2.42 毫角秒（milliarcseconds）推算，比邻星离地球大约是4.22光年远，或者270,000个天文单位（1天文单位约合1.5亿公里，为地球到太阳的平均距离）。离它最近的邻居依序为：半人马座α三合星的其他两颗星（0.21光年）、太阳和巴纳德星（6.55光年）。从地球观测，比邻星离半人马座α星A视角约2°，或相当于满月直径的4倍。由于比邻星离半人马座α星AB双星与太阳距离的比率仅仅是20分之1，天文学家猜测它可能是以500,000至2,000,000年或更长的周期在绕半人马座α星AB双星的一个轨道上运转。因此，比邻星也称为半人马座α星C。 　　用欧南天文台（ESO）位在智利的超大望远镜（Very Large Telescope，VLT）在2002年以光学干涉测量得到比邻星的角直径为1.02 ± 0.08毫角秒。由已知它的距离，推算实际直径大约是太阳的7分之1，或者木星的1.5倍。它的质量也大约是太阳的8分之1，或者木星的150倍。

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这里有一个参宿四和天狼互换
然后超新星的例子
2、超新星爆炸星等亮度

按参宿四（变星）目视星等0.58、超新星爆炸按满月亮度-12.6等、每星等亮度相差2.512计算。

挪到天狼星处后将提高8.48等亮度。（亮度与距离平方成反比）
目视星等：-7.9等、爆炸星等：-21.08等。(参照太阳-26.8等)

3、结论
移到天狼位置后将可以看到一个将近-8等的超亮星，超新星爆炸后将极为刺眼的光点。
蟹状星云直径6光年，参宿四形成的星云必然比它大。
因此毫无疑问，参宿四形成的行星状星云会以几千公里每秒的扩散速度横扫太阳系。

缘小冰

资料准确？  如果准确，那真的会有大事发生了，真期待。。

缘小冰

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kokotree

好深奥了。