Rigel - Rigel

Rigel
Mapa da constelação de Orion
Círculo vermelho.svg
Rigel na constelação de Órion (circulado)
Dados de observação Epoch J2000.0       Equinox J2000.0
constelação Orion
Pronúncia / R əl / ou / - ɡ əl /
UMA
Ascensão certa 05 h 14 m 32.27210 s
Declinação −08 ° 12 ′ 05,8981 ″
Magnitude aparente (V) 0,13 (0,05–0,18)
AC
Ascensão certa 05 h 14 m 32,049 s
Declinação −08 ° 12 ′ 14,78 ″
Magnitude aparente (V) 6,67 (7,5 / 7,6)
Características
UMA
Estágio evolucionário Supergigante azul
Tipo espectral B8 Ia
Índice de cor U − B -0,66
Índice de cor B − V -0,03
Tipo de variável Alpha Cygni
AC
Estágio evolucionário Sequência principal
Tipo espectral B9V + B9V
Astrometria
Velocidade radial (R v ) 17,8 ± 0,4  km / s
Movimento adequado (μ) RA:  +1.31  mas / yr
dezembro .:  +0.50  mas / yr
Paralaxe (π) 3,2352 ± 0,0553  mas
Distância 863  ly
(264  pc )
Magnitude absoluta  (M V ) –7,84
Órbita
Primário UMA
Companheiro AC
Período (P) 24.000 anos
Órbita
Primário BA
Companheiro Bb
Período (P) 9,860 dias
Excentricidade (e) 0,1
Semi-amplitude (K 1 )
(primário)
25,0 km / s
Semi-amplitude (K 2 )
(secundária)
32,6 km / s
Órbita
Primário B
Companheiro C
Período (P) 63 anos
Detalhes
UMA
Massa 21 ± 3  M
Raio 78,9 ± 7,4  R
Luminosidade (bolométrica) 1,20+0,25
−0,21
× 10 5  L
Gravidade superficial (log  g ) 1,75 ± 0,10  cgs
Temperatura 12.100 ± 150  K
Metalicidade [Fe / H] -0,06 ± 0,10  dex
Velocidade de rotação ( v  sin  i ) 25 ± 3  km / s
Era 8 ± 1  Myr
BA
Massa 3,84  M
Bb
Massa 2,94  M
C
Massa 3,84  M
Outras designações
β Orionis , ADS  3823, STF  668, BU  555, H  II  33, CCDM  J05145-0812, WDS  J05145-0812
A : Rigel, Algebar, Elgebar, 19 Orionis , HD  34085, HR  1713, HIP  24436, SAO  131907, BD -08 ° 1063, FK5  194
B : Rigel B, GCRV  3111
Referências de banco de dados
SIMBAD Rigel
Rigel B

Rigel , designada β Orionis ( latinizado para Beta Orionis , abreviado Beta Ori , β Ori ), é uma estrela supergigante azul na constelação de Orion , a aproximadamente 860 anos-luz (260  pc ) da Terra. Rigel é o componente mais brilhante e massivo - e o epônimo  - de um sistema estelar de pelo menos quatro estrelas que aparecem como um único ponto de luz branco-azulado a olho nu . Uma estrela do tipo espectral B8Ia, Rigel é calculada para ter algo entre 61.500 a 363.000 vezes mais luminosa que o Sol e 18 a 24 vezes mais massiva , dependendo do método e das suposições usadas. Seu raio é mais de setenta vezes o do Sol , e sua temperatura de superfície é12.100  K . Devido ao seu vento estelar , a perda de massa de Rigel é estimada em dez milhões de vezes a do sol. Com uma idade estimada de sete a nove milhões de anos, Rigel esgotou seu combustível de hidrogênio central, expandiu e resfriou para se tornar uma supergigante . Espera-se que ele termine sua vida como uma supernova do tipo  II , deixando uma estrela de nêutrons ou um buraco negro como remanescente final, dependendo da massa inicial da estrela.

Rigel varia ligeiramente em brilho, sua magnitude aparente variando de 0,05 a 0,18. É classificada como uma variável Alpha Cygni devido à amplitude e periodicidade de sua variação de brilho, bem como ao seu tipo espectral. Sua variabilidade intrínseca é causada por pulsações em sua atmosfera instável. Rigel é geralmente a sétima estrela mais brilhante no céu noturno e a estrela mais brilhante em Orion, embora seja ocasionalmente ofuscada por Betelgeuse , que varia em uma faixa maior.

Um sistema de três estrelas é separado de Rigel por 9,5  segundos de arco . Ele tem uma magnitude aparente de 6,7, tornando-o 1/400 tão brilhante quanto Rigel. Duas estrelas no sistema podem ser vistas por grandes telescópios, e a mais brilhante das duas é um binário espectroscópico . Essas três estrelas são todas estrelas da sequência principal branco-azulada , cada uma com três a quatro vezes a massa do sol. Rigel e o sistema triplo orbitam um centro de gravidade comum com um período estimado em 24.000 anos. As estrelas internas do sistema triplo orbitam uma à outra a cada 10 dias, e a estrela externa orbita o par interno a cada 63 anos. Uma estrela muito mais fraca, separada de Rigel e das outras por quase um minuto de arco , pode fazer parte do mesmo sistema estelar.

Nomenclatura

Pontos de luz brilhantes contra um fundo escuro com fios de nebulosidade colorida
Orion , com Rigel no canto inferior direito, nos comprimentos de onda ópticos mais a linha espectral Hα ( hidrogênio-alfa ) para enfatizar as nuvens de gás

Em 2016, a União Astronômica Internacional (IAU) incluiu o nome "Rigel" no Catálogo de nomes de estrelas da IAU. De acordo com o IAU, esse nome próprio se aplica apenas ao componente primário A do sistema Rigel. Em catálogos astronômicos históricos , o sistema é listado de várias maneiras como H  II  33, Σ  668, β  555 ou ADS  3823. Para simplificar, os companheiros de Rigel são referidos como Rigel B, C e D; o IAU descreve esses nomes como "apelidos úteis" que são "não oficiais". Em catálogos modernos e abrangentes, todo o sistema de estrelas múltiplas é conhecido como WDS 05145-0812 ou CCDM 05145-0812.

A designação de Rigel como β Orionis ( latinizado para Beta Orionis) foi feita por Johann Bayer em 1603. A designação "beta" é comumente dada à segunda estrela mais brilhante em cada constelação, mas Rigel é quase sempre mais brilhante do que α Orionis ( Betelgeuse ) O astrônomo James B. Kaler especulou que Rigel foi designado pela Bayer durante um raro período em que foi ofuscado pela estrela variável Betelgeuse, resultando na última estrela sendo designada "alfa" e Rigel designada "beta". A Bayer não ordenou estritamente as estrelas por brilho, em vez disso, agrupou-as por magnitude. Rigel e Betelgeuse foram considerados da primeira classe de magnitude, e em Orion as estrelas de cada classe foram ordenadas de norte a sul. Rigel está incluído no Catálogo Geral de Estrelas Variáveis , mas como já tem uma designação Bayer, não tem designação de estrela variável separada .

Rigel tem muitas outras designações estelares retiradas de vários catálogos, incluindo a designação Flamsteed 19  Orionis (19 Ori), a entrada HR 1713 do catálogo Bright Star  e o número de catálogo Henry Draper HD  34085. Essas designações aparecem frequentemente na literatura científica, mas raramente na escrita popular.

Observação

Rigel A e Rigel B conforme aparecem em um pequeno telescópio

Rigel é uma estrela variável intrínseca com magnitude aparente variando de 0,05 a 0,18. É tipicamente a sétima estrela mais brilhante na esfera celestial , excluindo o Sol, embora ocasionalmente mais tênue do que Betelgeuse. É mais tênue do que Capella , que também pode variar ligeiramente em brilho. Rigel parece ligeiramente branco-azulado e tem um índice de cor BV de -0,06. Contrasta fortemente com Betelgeuse avermelhada.

Culminando todos os anos à meia-noite de 12 de dezembro e às  21h de 24 de janeiro, Rigel é visível nas noites de inverno no hemisfério norte e nas noites de verão no hemisfério sul . No hemisfério sul, Rigel é a primeira estrela brilhante de Orion visível à medida que a constelação se eleva. Correspondentemente, é também a primeira estrela de Orion a se pôr na maior parte do hemisfério norte. A estrela é um vértice do " Hexágono de Inverno ", um asterismo que inclui Aldebaran , Capella, Pollux , Procyon e Sirius . Rigel é uma estrela de navegação equatorial proeminente , sendo facilmente localizada e facilmente visível em todos os oceanos do mundo (a exceção é a área ao norte do 82º norte paralelo ).

Espectroscopia

O tipo espectral de Rigel é um ponto de definição da sequência de classificação para supergigantes. O espectro geral é típico de uma estrela tardia da classe B, com fortes linhas de absorção da série Balmer de hidrogênio , bem como linhas neutras de hélio e alguns dos elementos mais pesados, como oxigênio, cálcio e magnésio. A classe de luminosidade para estrelas B8 é estimada a partir da força e estreiteza das linhas espectrais do hidrogênio, e Rigel é atribuído à classe supergigante brilhante Ia. Variações no espectro resultaram na atribuição de diferentes classes a Rigel, como B8 Ia, B8 Iab e B8 Iae.

Já em 1888, observou-se que a velocidade radial heliocêntrica de Rigel, estimada a partir dos desvios Doppler de suas linhas espectrais, variava. Isso foi confirmado e interpretado na época como sendo devido a um companheiro espectroscópico com um período de cerca de 22 dias. A velocidade radial desde então foi medida para variar em cerca de10  km / s em torno de uma média de21,5 km / s .

Em 1933, a linha no espectro de Rigel foi vista como excepcionalmente fraca e deslocada0,1  nm para comprimentos de onda mais curtos, enquanto havia um pico de emissão estreito sobre1,5 nm para o lado do comprimento de onda da linha de absorção principal. Isso agora é conhecido como um perfil P Cygni, em homenagem a uma estrela que mostra essa característica fortemente em seu espectro. Está associada à perda de massa onde há simultaneamente emissão de um vento denso próximo à estrela e absorção de material circunstelar que se expande para longe da estrela.

Observa-se que o perfil da linha Hα incomum varia de forma imprevisível. Cerca de um terço das vezes é uma linha de absorção normal. Cerca de um quarto das vezes é uma linha de pico duplo, ou seja, uma linha de absorção com um núcleo de emissão ou uma linha de emissão com um núcleo de absorção. Cerca de um quarto das vezes tem um perfil P Cygni; na maior parte do tempo, a linha tem um perfil P Cygni inverso, onde o componente de emissão está no lado do comprimento de onda curto da linha. Raramente, existe uma linha Hα de emissão pura. As mudanças no perfil da linha são interpretadas como variações na quantidade e velocidade do material sendo expelido da estrela. Fluxos ocasionais de alta velocidade foram inferidos e, mais raramente, material em queda. O quadro geral é de grandes estruturas em loop surgindo da fotosfera e impulsionadas por campos magnéticos.

Variabilidade

Rigel é conhecido por variar em brilho desde pelo menos 1930. A pequena amplitude da variação de brilho de Rigel requer fotometria fotoelétrica ou CCD para ser detectada de forma confiável. Esta variação de brilho não tem período óbvio. As observações durante 18 noites em 1984 mostraram variações nos comprimentos de onda vermelho, azul e amarelo de até 0,13 magnitudes em escalas de tempo de algumas horas a vários dias, mas novamente nenhum período claro. O índice de cor de Rigel varia ligeiramente, mas não está significativamente correlacionado com suas variações de brilho.

A partir da análise da fotometria do satélite Hipparcos , Rigel é identificado como pertencente à classe Alpha Cygni de estrelas variáveis, definidas como "supergigantes não radialmente pulsantes dos tipos espectrais Bep-AepIa". Nesses tipos espectrais, o 'e' indica que ele exibe linhas de emissão em seu espectro, enquanto o 'p' significa que possui uma peculiaridade espectral não especificada. As variáveis ​​do tipo Alpha Cygni são geralmente consideradas irregulares ou têm quase-períodos . Rigel foi adicionado ao Catálogo Geral de Estrelas Variáveis ​​na 74ª lista de nomes de estrelas variáveis ​​com base na fotometria Hipparcos, que apresentava variações com uma amplitude fotográfica de 0,039 magnitudes e um período possível de 2,075 dias. Rigel foi observado com o satélite canadense MOST por quase 28 dias em 2009. Variações em mili-magnitudes foram observadas, e mudanças graduais no fluxo sugerem a presença de modos de pulsação de longo período. mas Rigel é uma atmosfera muito quente.

Perda de massa

A partir de observações da linha espectral variável Hα, a taxa de perda de massa de Rigel devido ao vento estelar é estimada ser (1,5 ± 0,4) x 10 -7 massas solares por ano ( M / ano) -cerca de dez milhões de vezes mais do que a taxa de perda de massa a partir do dom. . Observações espectroscópicas de infravermelho de banda K  e ópticas mais detalhadas , juntamente com interferometria VLTI , foram feitas de 2006 a 2010. A análise dos perfis das linhas Hα e e a medição das regiões que produzem as linhas mostram que o vento estelar de Rigel varia muito em estrutura e força. Loop e estruturas de braço também foram detectadas no vento. Cálculos de perda de massa da linha Hγ dão(9,4 ± 0,9) × 10 −7  M / ano em 2006-7 e(7,6 ± 1,1) × 10 −7  M / ano em 2009–10. Cálculos usando a linha Hα fornecem resultados mais baixos, em torno de1,5 × 10 −7  M / ano . A velocidade terminal do vento é300 km / s . Estima-se que Rigel perdeu cerca de três massas solares ( M ) desde o início da vida como uma estrela de24 ±M sete a nove milhões de anos atrás.

Distância

Uma estrela branco-azulada muito brilhante com estrelas mais fracas perto de uma faixa nitidamente definida de nebulosidade
Rigel e nebulosa de reflexão IC 2118 em Eridanus . Rigel B não é visível no brilho da estrela principal.

A distância de Rigel ao Sol é um tanto incerta, diferentes estimativas sendo obtidas por diferentes métodos. A nova redução da paralaxe de Rigel do Hipparcos 2007 é3,78 ± 0,34  mas , dando uma distância de 863 anos-luz (265 parsecs) com uma margem de erro de cerca de 9%. O Rigel B, geralmente considerado fisicamente associado ao Rigel e à mesma distância, tem uma paralaxe Gaia Data Release 2 de2,9186 ± 0,0761 mas , sugerindo uma distância em torno de 1.100 anos-luz (340 parsecs). No entanto, as medidas para este objeto podem não ser confiáveis.

Métodos de estimativa de distância indireta também têm sido empregados. Por exemplo, acredita-se que Rigel esteja em uma região de nebulosidade , sua radiação iluminando várias nuvens próximas. O mais notável deles é o IC 2118 de 5 ° de comprimento (Nebulosa Cabeça de Bruxa), localizado a uma separação angular de 2,5 ° da estrela, ou a uma distância projetada de 39 anos-luz (12 parsecs) de distância. A partir de medidas de outras estrelas incorporadas à nebulosa,  a distância do IC 2118 é estimada em 949 ± 7 anos-luz (291 ± 2 parsecs).

Rigel é um membro remoto da Orion OB1 Association , que está localizada a uma distância de até 1.600 anos-luz (500 parsecs) da Terra. É um membro da Associação Taurus-Orion R1 vagamente definida , um pouco mais perto de 1.200 anos-luz (360 parsecs). Rigel é considerado consideravelmente mais próximo do que a maioria dos membros do Orion OB1 e da Nebulosa de Orion . Betelgeuse e Saiph estão a uma distância semelhante a Rigel, embora Betelgeuse seja uma estrela em fuga com uma história complexa e possa ter se formado originalmente no corpo principal da associação.

Sistema estelar

Rigel
Separação = 9,5 ″
Período = 24.000  anos
BA
Separação =
Período 0,58 mas =9,860 d
Bb
Separação =0,1 ″
Período = 63  anos
C

Esquema hierárquico para os componentes de Rigel

O sistema estelar do qual Rigel faz parte tem pelo menos quatro componentes. Rigel (às vezes chamado de Rigel A para distinguir dos outros componentes) tem um companheiro visual , que é provavelmente um sistema de estrelas triplas próximo. Uma estrela mais fraca em uma separação mais ampla pode ser um quinto componente do sistema Rigel.

William Herschel descobriu que Rigel era uma estrela dupla visual em 1 de outubro de 1781, catalogando-a como estrela 33 na "segunda classe de estrelas duplas" em seu Catálogo de estrelas duplas, geralmente abreviado para H  II  33, ou como H  2  33 no Catálogo Washington Double Star. Friedrich Georg Wilhelm von Struve mediu pela primeira vez a posição relativa da companheira em 1822, catalogando o par visual como Σ 668. A estrela secundária é frequentemente referida como Rigel B ou β Orionis B. A separação angular de Rigel B de Rigel A é 9,5 segundos de arco ao sul ao longo do ângulo de posição 204 °. Embora não seja particularmente tênue com magnitude visual de 6,7, a diferença geral no brilho do Rigel A (cerca de 6,6 magnitudes ou 440 vezes mais tênue) o torna um alvo desafiador para aberturas de telescópio menores que 15 cm (6 pol.).

Na distância estimada de Rigel, a separação projetada do Rigel B do Rigel A é de mais de 2.200 unidades astronômicas (UA). Desde sua descoberta, não houve nenhum sinal de movimento orbital, embora ambas as estrelas compartilhem um movimento próprio comum semelhante . O par teria um período orbital estimado de 24.000 anos. Gaia Data Release 2 (DR2) contém uma paralaxe pouco confiável para Rigel B, colocando-o em cerca de 1.100 anos-luz (340 parsecs), mais longe do que a distância Hipparcos para Rigel, mas semelhante à associação Taurus-Orion R1. Não há paralaxe para Rigel no Gaia DR2. Os movimentos próprios de Gaia DR2 para Rigel B e os movimentos próprios de Hipparcos para Rigel são pequenos, embora não sejam exatamente os mesmos.    

Em 1871, Sherburne Wesley Burnham suspeitou que o Rigel B fosse um sistema binário e, em 1878, ele o resolveu em dois componentes. Este companheiro visual é designado como componente C (Rigel C), com uma separação medida do componente B que varia de menos de0,1 ″ para cerca de0,3 ″ . Em 2009, a interferometria speckle mostrou os dois componentes quase idênticos separados por0,124 ″ , com magnitudes visuais de 7,5 e 7,6, respectivamente. Seu período orbital estimado é de 63  anos. Burnham listou o sistema múltiplo Rigel como β  555 em seu catálogo de estrela dupla ou BU  555 em uso moderno.

O componente B é um sistema binário espectroscópico de linha dupla , que mostra dois conjuntos de linhas espectrais combinadas em seu único espectro estelar . Mudanças periódicas observadas nas posições relativas dessas linhas indicam um período orbital de 9,86  dias. Os dois componentes espectroscópicos Rigel Ba e Rigel Bb não podem ser resolvidos em telescópios ópticos, mas são conhecidos por serem estrelas quentes do tipo espectral em torno de B9. Este binário espectroscópico, junto com o componente visual próximo Rigel C, é provavelmente um sistema físico de estrela tripla, embora Rigel C não possa ser detectado no espectro, que é inconsistente com seu brilho observado.

Em 1878, Burnham encontrou outra estrela possivelmente associada de magnitude aproximadamente 13. Ele o listou como componente D de β  555, embora não esteja claro se é fisicamente relacionado ou um alinhamento coincidente. Sua separação de Rigel em 2017 foi44,5 , quase verdadeiro norte em um ângulo de posição de 1 °. Gaia DR2 considera que é uma estrela semelhante ao Sol de magnitude 12 a aproximadamente a mesma distância de Rigel. Provavelmente uma estrela da sequência principal do tipo K , esta estrela teria um período orbital de cerca de 250.000 anos, se fizesse parte do sistema Rigel. Um companheiro espectroscópico de Rigel foi relatado com base nas variações da velocidade radial, e sua órbita foi calculada, mas trabalhos subsequentes sugerem que a estrela não existe e que as pulsações observadas são intrínsecas ao próprio Rigel.

Características físicas

Um gráfico mostrando várias estrelas rotuladas contra áreas coloridas sombreadas com eixos de tipo espectral e magnitude absoluta, e Rigel rotulado próximo ao topo
O lugar de Rigel na parte superior central do diagrama Hertzsprung-Russell

Rigel é uma supergigante azul que exauriu o combustível de hidrogênio em seu núcleo, expandiu e resfriou à medida que se afastava da sequência principal na parte superior do diagrama Hertzsprung-Russell . Quando estava na sequência principal, sua temperatura efetiva estaria em torno de30.000  K . A variabilidade complexa de Rigel em comprimentos de onda visuais é causada por pulsações estelares semelhantes às de Deneb . Outras observações de variações de velocidade radial indicam que ela oscila simultaneamente em pelo menos 19 modos não radiais com períodos que variam de cerca de 1,2 a 74 dias.

A estimativa de muitas características físicas de estrelas supergigantes azuis, incluindo Rigel, é um desafio devido à sua raridade e incerteza sobre a distância que elas estão do sol. Como tal, suas características são principalmente estimadas a partir de modelos teóricos de evolução estelar . Sua temperatura efetiva pode ser estimada a partir do tipo espectral e da cor ao redor12.100  K . Uma massa de21 ±M em uma idade de8 ± 1  milhão de anos foi estimado comparando as trilhas evolutivas, enquanto a modelagem atmosférica do espectro dá uma massa de24 ± 8  M .

Embora Rigel seja freqüentemente considerada a estrela mais luminosa dentro de 1.000 anos-luz do Sol, sua produção de energia é pouco conhecida. Usando a distância Hipparcos de 860 anos-luz (264 parsecs), a luminosidade relativa estimada para Rigel é cerca de 120.000 vezes a do Sol ( L ), mas outra distância publicada recentemente de 1.170 ± 130 anos-luz (360 ± 40 parsecs ) sugere uma luminosidade ainda maior de 219.000  L . Outros cálculos baseados em modelos evolutivos estelares teóricos da atmosfera de Rigel fornecem luminosidades em qualquer lugar entre 83.000  L e 363.000  L , enquanto a soma da distribuição de energia espectral da fotometria histórica com a distância de Hipparcos sugere uma luminosidade tão baixa quanto61.515 ± 11.486  L . Um estudo de 2018 usando o interferômetro óptico de precisão da Marinha mediu o diâmetro angular como2.526 mas . Depois de corrigir o escurecimento do membro , o diâmetro angular foi encontrado2,606 ± 0,009 mas , produzindo um raio de74,1+6,1
-7,3
 R . Uma medição mais antiga do diâmetro angular dá2,75 ± 0,01 mas , equivalente a um raio de 78,9  R em264 pc . Esses raios são calculados assumindo a distância de Hipparcos de264 pc ; adotando uma distância de360 pc leva a um tamanho significativamente maior.

Devido à sua proximidade e ambiguidade do espectro, pouco se sabe sobre as propriedades intrínsecas dos membros do sistema triplo Rigel BC. Todas as três estrelas parecem estar próximas de estrelas igualmente quentes da seqüência principal do tipo B, que têm três a quatro vezes a massa do sol.

Evolução

Modelos de evolução estelar sugerem que as pulsações de Rigel são alimentadas por reações nucleares em uma concha de queima de hidrogênio que é pelo menos parcialmente não convectiva. Essas pulsações são mais fortes e mais numerosas em estrelas que evoluíram através de uma fase supergigante vermelha e então aumentaram de temperatura para se tornarem novamente uma supergigante azul. Isso se deve à diminuição da massa e ao aumento dos níveis de produtos de fusão na superfície da estrela.

É provável que Rigel esteja fundindo hélio em seu núcleo. Devido à forte convecção de hélio produzido no núcleo enquanto Rigel estava na sequência principal e na casca de queima de hidrogênio desde que se tornou uma supergigante, a fração de hélio na superfície aumentou de 26,6% quando a estrela se formou para 32% agora . As abundâncias superficiais de carbono, nitrogênio e oxigênio vistas no espectro são compatíveis com uma estrela supergigante pós-vermelha apenas se suas zonas de convecção interna forem modeladas usando condições químicas não homogêneas conhecidas como critérios de Ledoux .

Espera-se que Rigel termine eventualmente sua vida estelar como uma supernova tipo II . É um dos progenitores potenciais de supernova mais próximos conhecidos da Terra, e seria esperado que tivesse uma magnitude aparente máxima de cerca de−11 (aproximadamente o mesmo brilho de um quarto de lua ou cerca de 300 vezes mais brilhante do que Vênus jamais terá.) A supernova deixaria para trás um buraco negro ou uma estrela de nêutrons.

Etimologia e significado cultural

Ilustração medieval mostrando as estrelas de Orion sobrepostas à imagem de um guerreiro
Orion ilustrado em uma cópia do Al Sufi 's Livro de estrelas fixas . O pé à esquerda é rijl al-jauza al-yusra anotado , o nome árabe do qual Rigel é derivado.

A primeira gravação conhecida do nome Rigel está nas tabelas Alfonsinas de 1521. É derivado do nome árabe Rijl Jauzah al Yusrā , "a perna esquerda (pé) de Jauzah" (isto é, rijl significa "perna, pé"), que pode ser rastreada até o século 10. "Jauzah" era um nome próprio para Orion; um nome árabe alternativo era رجل الجبار rijl al-jabbār , "o pé do grande", do qual deriva os nomes variantes raramente usados Algebar ou Elgebar . As tabelas Alphonsine viram seu nome dividido em "Rigel" e "Algebar", com a nota, et dicitur Algebar. Nominatur etiam Rigel. As grafias alternativas do século 17 incluem Regel do astrônomo italiano Giovanni Battista Riccioli , Riglon do astrônomo alemão Wilhelm Schickard e Rigel Algeuze ou Algibbar do estudioso inglês Edmund Chilmead .

Com a constelação representando o caçador grego mitológico Orion , Rigel é seu joelho ou (como o nome sugere) pé; com a estrela próxima Beta Eridani marcando o banquinho de Orion. Rigel é provavelmente a estrela conhecida como " dedo do pé de Aurvandil " na mitologia nórdica . No Caribe, Rigel representou a perna decepada da figura folclórica Trois Rois , ele mesmo representado pelas três estrelas do Cinturão de Órion. A perna foi cortada com um cutelo pela donzela Bįhi (Sirius). O povo lacandon do sul do México o conhecia como tunsel ("pequeno pica-pau").

Rigel era conhecido como Yerrerdet-kurrk para o Wotjobaluk koori do sudeste da Austrália e considerada a sogra de Totyerguil ( Altair ). A distância entre eles significava o tabu que impedia um homem de se aproximar de sua sogra. O povo indígena Boorong do noroeste de Victoria nomeou Rigel como Collowgullouric Warepil . O povo Wardaman, do norte da Austrália, conhece Rigel como o líder canguru vermelho Unumburrgu e o principal maestro de cerimônias em uma linha musical quando Orion está alto no céu. Eridanus , o rio, marca uma linha de estrelas no céu que conduz a ele, e as outras estrelas de Orion são suas ferramentas cerimoniais e seu séquito. Betelgeuse é Ya-jungin "Owl Eyes Flicking", observando as cerimônias.

O povo Māori da Nova Zelândia chamava Rigel de Puanga , considerada filha de Rehua ( Antares ), o chefe das estrelas. Sua ascensão heliacal pressagia o aparecimento de Matariki (as Plêiades ) no céu do amanhecer, marcando o Ano Novo Māori no final de maio ou início de junho. O povo Moriori das Ilhas Chatham , bem como alguns grupos Maori na Nova Zelândia, marcam o início de seu Ano Novo com Rigel em vez das Plêiades. Puaka é uma variante do nome do sul usado na Ilha do Sul.

No Japão, o clã Minamoto ou Genji escolheu Rigel e sua cor branca como símbolo, chamando a estrela Genji-boshi (源氏 星), enquanto o clã Taira ou Heike adotou Betelgeuse e sua cor vermelha. As duas famílias poderosas lutaram na Guerra de Genpei ; as estrelas eram vistas frente a frente e mantidas separadas apenas pelas três estrelas do Cinturão de Órion .

Na cultura moderna

O MS Rigel era originalmente um navio norueguês, construído em Copenhague em 1924. Foi requisitado pelos alemães durante a Segunda Guerra Mundial e naufragado em 1944 enquanto era usado para transportar prisioneiros de guerra. Dois navios da Marinha dos Estados Unidos levam o nome de USS Rigel . O SSM-N-6 Rigel era um programa de mísseis de cruzeiro para a Marinha dos Estados Unidos que foi cancelado em 1953 antes de ser implantado.

Os Rigel Skerries são uma cadeia de pequenas ilhas na Antártica , renomeada após ser originalmente chamada de Utskjera. Eles receberam seu nome atual porque Rigel foi usado como um astrofixo . Monte Rigel , elevação 1.910 m (6.270 pés), também está na Antártica.

Devido ao seu brilho e seu nome reconhecível, Rigel também é um acessório popular na ficção científica. As representações fictícias de Rigel podem ser encontradas em Jornada nas Estrelas , O Guia do Mochileiro das Galáxias e em muitos outros livros, filmes e jogos.

Veja também

Notas

Referências

links externos

Coordenadas : Mapa do céu 05 h 14 m 32,272 s , −08 ° 12 ′ 05,91 ″