Anar al contingut

Rigel

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Archiu:Rigel & IC 2118 (Orion - Eridanus) (Giuseppe Donatiello).jpg
Rigel
Per a atres usos d'este terme vore Eixida Rigel.
Rigel A
Archiu:Orion constellation map.png
Situació de Rigel en la constelació d'Orión.
Constelació Orión
Ascensió recta α 05 h 14 min 32.3 s
Declinació δ −8°12′6″
Distància 860 anys llum (aprox)
Magnitut visual +0.18
Magnitut absoluta −6.7
Lluminositat 85 000 sols (bolométrica)
Temperatura 11 500 K
Massa 18 sols (aprox)
Ràdio 74 sols
Tipo espectral B8Iab
Velocitat radial +20.7 km/s
Atres noms HD 34085 / HR 1713
HIP 24436 / SAO 131907
Archiu:Treasures3.jpg
Rigel en IC 2118.

Rigel (Beta Orionis / β Ori / 19 Orionis)[1] és un sistema estelar de per lo manco quatre estreles que apareixen com un sol punt de llum blava-blanc a simple vista en la constelació d'Orión. Encara que el seu denominació de Bayer «Beta» deuria correspondre a la segona estrela més lluenta de la constelació, la seua magnitut aparent de +0.18 la situa de fet com la més lluenta, per davant de Betelgeuse (α Orionis). Este sistema està ubicat a una distància d'aproximadament 860 anys llum (260 pc) del Sol.

Una estrela de tipo espectral B8Ia, es calcula que Rigel és entre 61 500 i 363 000 voltes tan lluminosa com el Sol, i entre 18 i 24 voltes tan massiva, segons el método i les hipòtesis utilisades. La seua ràdio és més de setanta voltes el del Sol, i el seu temperatura superficial és de 12 100 K. Pel seu vent estelar, la pèrdua de massa de Rigel s'estima en dèu millons de voltes la del Sol. En una edat estimada d'entre sèt i nou millons d'anys, Rigel ha agotat el combustible de hidrogen del seu núcleu, s'ha expandit i gelat fins a convertir-se en una supergigante. S'espera que termine la seua vida com una supernova tipo II deixant com remanente final una estrela de neutrons o un forat negre, depenent de la massa inicial de l'estrela.

Rigel varia llaugerament en lluentor, la seua magnitut aparent oscila entre 0.05 i 0.18. Es classifica com estrela variable Alfa Cygni per l'amplitut i periodicitat de la seua variació de lluentor, aixina com al seu tipo espectral. El seu variabilitat intrínseca està causada per pulsacions en la seua inestable atmòsfera. Rigel és generalment la sèptima estrela més lluenta del cel nocturn i l'estrela més lluenta de Orión, encara que ocasionalment és eclipsada per Betelgeuse, que varia en un ranc major.


Està separada de Rigel per un àngul de 9.5 segons d'arc. Té una magnitut aparent de 6.7, lo que la fa 1/400 voltes més lluenta que Rigel. Dos estreles del sistema poden vore's en grans telescopis, i la més lluenta de les dos és una binaria espectroscópica. Estes tres estreles són totes estreles de seqüència principal blava-blanca, cada una d'elles de tres a quatre voltes més massiva que el Sol. Rigel i el sistema triple orbitan al voltant d'un centre de gravetat comuna en un periodo estimat de 24 000 anys. Les estreles interiors del sistema triple es orbitan mútuament cada dèu dies, i l'estrela exterior orbita al parell interior cada 63 anys. Una estrela molt més dèbil, separada de Rigel i les atres per casi un minut d'arc, pot formar part del mateix sistema estelar.

Nom

[editar | editar còdic]

Rigel està situada en el peu esquerre de la figura del caçador Orión que formen les estreles de la constelació. D'ahí prové el seu nom, del àrap Rijl jauza al-Yusra, «el peu esquerre del central», en alusió a Orión. Un atre nom de l'estrela, rara volta utilisat, és Algebar o Elgebar, derivat de l'àrap ar-Rijl al-Jabbār, «el peu del jagant».[2]

En China era coneguda com 参宿七, Shēn xiù Qī, «La Sèptima de les Tres Estreles». Este curiós nom es deu a que, inicialment, el Asterisme de les Tres Estreles constava justament de sol tres, el célebre cinturó de Orión (vore constelacions chinenques). Posteriorment es varen afegir quatre estreles al asterisme, pero el nom va permanéixer inalterado.

En Japó era coneguda com 源氏星, Genjiboshi, «L'estrela de Clan Genji».[3][4]


La designació de Rigel com β Orionis (latinizada a Beta Orionis) va ser realisada per Johann Bayer en 1603. La designació «beta» es dona comunament a la segona estrela més lluenta de cada constelació, pero Rigel és casi sempre més lluenta que α Orionis (Betelgeuse).[5] L'astrònom James B. Kaler ha especulat que Rigel va ser designada per Bayer durant un rar periodo en el que va ser eclipsada per l'estrela variable Betelgeuse, lo que va donar lloc a que esta última estrela fora designada «alfa» i Rigel designada «beta».[6] Bayer no va ordenar estrictament les estreles per lluentor, sino que les va agrupar per magnitut.[7] Tant Rigel com Betelgeuse es consideraven de la classe de primera magnitut, i es creu que en Orión les estreles de cada classe estaven ordenades de nort a sur.[8] Rigel està inclosa en el Catàlec General d'Estreles Variables, pero com ya té una denominació de Bayer no té una designació d'estrela variable separada.[9]


Rigel té moltes atres designació estelars preses de diversos catàlecs, inclosa la Denominació de Flamsteed. 19 Orionis (19 Ori), l'entrada HR 1713 del Bright Star Catalogue i el número HD 34085 del Henry Draper Catalogue. Estes denominacions apareixen en freqüència en la lliteratura científica,[10][11][12] pero rara volta en la lliteratura popular.[13][14]

Observació

[editar | editar còdic]
Archiu:Estrella Rigel.jpg
Rigel A des d'un telescopi professional (foto editada)

Rigel és una variable intrínseca en una magnitut aparent que oscila entre 0,05 i 0,18.[15] Típicament és la sèptima estrela més lluenta de l'esfera celest, excloent al Sol, encara que ocasionalment és més dèbil que Betelgeuse.[14] És més tènue que Capella, la lluentor del qual també pot variar llaugerament. Rigel té un aspecte llaugerament blanc azulado i un índex color B-V de −0.06.[16] Contrasta fortament en la rojosa Betelgeuse.[17]

Culmina cada any a mijanit del 12 de decembre, i a les 21:00 del 24 de giner, Rigel és visible en les nits de hivern en el Hemisferi Nort i en les nits d'estiu en el Hemisferi Sur.[5] En el Hemisferi Sur, Rigel és la primera estrela lluenta de Orión visible en eixir la constelació.[18] De forma corresponent, també és la primera estrela de Orión en posar-se en la major part del Hemisferi Nort. L'estrela és un vèrtiç del «Hexàgon hivernal», un asterisme que inclou Aldebarán, Capella, Pólux, Proción i Siri. Rigel és una destacada estrela de navegació equatorial, sent fàcilment localisable i fàcilment visible en tots els oceans del món (l'excepció és la zona al nort del paralel 82 nort).[19]

Espectroscòpia

[editar | editar còdic]

El tipo espectral de Rigel és un punt definitorio de la seqüència de classificació de les supergigantes.[20][21] L'espectre general és el típic d'una estrela de classe B, tardana en forts llínees d'absorció de la série Balmer del hidrogen, aixina com llínees d'heli neutre i algunes d'elements més pesats com oxigen, calcio i magnesi.[22] La classe de lluminositat de les estreles B8 s'estima a partir de l'intensitat i estrechez de les llínees espectrals de hidrogen, i Rigel s'assigna a la supergigante lluenta classe Ia.[23] Les variacions en l'espectre han donat lloc a l'assignació de diferents classes a Rigel, com B8 Ia, B8 Iab i B8 Iae.[11][24]

Ya en 1888 es va vore que la velocitat radial heliocéntrica de Rigel, estimada a partir del desplaçament Doppler de les seues llínees espectrals, variava. Açò va ser confirmat i interpretat en el seu moment com per una companyera espectroscópica en un periodo d'uns 22 dies.[25] Des de llavors s'ha medit que la velocitat radial varia entorn a 10 km/s al voltant d'una mija de 21.5 km/s.[26]


En 1933, es va vore que la llínea Hα en l'espectre de Rigel era inusualment dèbil i estava desplaçada 0.1 nm cap a llongituts d'ona més curtes, mentres que hi havia una estreta pique d'emissió al voltant d'1.5 nm cap al costat de llongitut d'ona llarga de la llínea d'absorció principal.[27] Açò es coneix ara com un perfil P Cygni en honor a una estrela que mostra esta característica fortament en el seu espectre. S'associa en pèrdua de massa a on hi ha simultàneament emissió d'un vent dens prop de l'estrela i absorció de material circunestelar que s'expandix llunt de l'estrela.[27]

S'ha observat que l'inusual perfil de la llínea Hα varia de forma impredictible. Al voltant d'un terç del temps és una llínea d'absorció normal. Aproximadament una quarta part del temps és una llínea de doble pico, és dir, una llínea d'absorció en un núcleu d'emissió o una llínea d'emissió en un núcleu d'absorció. Aproximadament una quarta part del temps té un perfil P Cygni; la major part del restant del temps la llínea té un perfil P Cygni invers, a on el component d'emissió està en el costat de llongitut d'ona curta de la llínea. En rares ocasions, hi ha una llínea Hα d'emissió pura.[26] Els canvis en el perfil de la llínea s'interpreten com a variacions en la cantitat i velocitat del material que està sent expulsat de l'estrela. S'han inferido eixides ocasionals a molt alta velocitat i, més rarament, material en inflexió. L'image general és la de grans estructures de llaç que sorgixen de la fotosfera i són impulsats per camps magnètics.[28]

Vore també

[editar | editar còdic]

Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ Name Rigel - Emission-line Star (SIMBAD)
  2. ↑ Rigel (The Fixed Stars)
  3. ↑ «Daijirin»; p.815. ISBN 4-385-13902-4.
  4. ↑ «Hōei Nojiri». Shin seiza jyunrei; p.19. ISBN 978-4-12-204128-8.
  5. ↑ 5,0 5,1 Schaaf, Fred. The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars, Hoboken, New Jersey: Wiley, pp. 159–162, 257. ISBN 978-0-470-24917-8.
  6. ↑ «Rigel».
  7. ↑ Ridpath, Ian (1989). «Bayer's Uranometria and Bayer letters», Star Tals, Cambridge, United Kingdom: Lutterworth Press. ISBN 978-0-7188-2695-6.
  8. ↑ Moore, Patrick (1996). Brilliant Stars, London: Cassell. ISBN 978-0-304-34903-6.
  9. ↑ «Nomenclature of Variable Stars». British Astronomical Association.
  10. ↑ “MSC – a catalogue of physical multiple stars” (1997). Astronomy & Astrophysics Supplement Séries 124: 75–84. Bibcode: 1997A&AS..124...75T.
  11. ↑ 11,0 11,1 “An observational evaluation of magnetic confinement in the winds of BA supergiants” (2014). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 438 (2): 1114. doi:10.1093/mnras/stt2260. Bibcode: 2014MNRAS.438.1114S.
  12. ↑ “Wind structure of clapix B supergiants. I. Multi-line analyses of near-surface and wind structure in HD 199 478 (B8 Iae)” (2008). Astronomy and Astrophysics 487 (1): 211. doi:10.1051/0004-6361:200809376. Bibcode: 2008A&A...487..211M.
  13. ↑ Garfinkle, Robert A. (1997). Star-hopping: your Visa to Viewing the Universe, Cambridge, United Kingdom: Cambridge University Press, pp. 70–71. ISBN 978-0-521-59889-7.
  14. ↑ 14,0 14,1 Burnham, Robert. Burnham's Celestial Handbook, Volume Two: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System, New York: Dover Publications, pp. 1299–1301. ISBN 978-0-486-23568-4.
  15. ↑ “Claves-Séries Photometry & Spectroscopy of the Bright Blue Supergiant Rigel: Probing the Atmosphere and Interior of a SN II Progenitor” (2010). Proceedings of the International Astronomical Union 5: 359. doi:10.1017/S1743921310009798. Bibcode: 2010HiA....15..359G.
  16. ↑ «The Colour of Stars». Austràlia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation.
  17. ↑ Universe: The Definitive Visual Guide, London: Dorling Kindersley Limited, p. 233. ISBN 978-1-4093-2825-4.
  18. ↑ The Southern Sky Guide, 3rd edició, Port Melbourne, Victoria: Cambridge University Press, pp. 58–59. ISBN 978-0-521-71405-1.
  19. ↑ Kerigan, Thomas (1835). Moore's Navigation Improved: Being the Theory and Practice of Finding the Latitude, the Longitude, and the Variation of the Compass, by the Fixed Stars and Planets. To which is Prefixed, the Description and Use of the New Celestial Planisphere, London: Baldwin and Cradock, p. 132.
  20. ↑ (1978) Revised MK Spectral Atles for stars earlier than the sun, Yerkes Observatory, University of Chicago.
  21. ↑ “Revised Standards for Supergiants on the System of the Yerkes Spectral Atles” (1950). The Astrophysical Journal 112: 362. doi:10.1086/145351. Bibcode: 1950ApJ...112..362M.
  22. ↑ (1963) Solar research, New York: Macmillan, p. 16.
  23. ↑ (1943) An atles of stellar spectra, with an outline of spectral classification, Chicago, Illinois.
  24. ↑ “Overview of the Orion Complex” (2008). Handbook of Star Forming Regions. Bibcode: 2008hsf1.book..459B.
  25. ↑ “The spectroscopic binary beta Orionis” (1909). The Astrophysical Journal 30: 26. doi:10.1086/141674. Bibcode: 1909ApJ....30...26P.
  26. ↑ 26,0 26,1 Hα line profile variability in the B8Ia-type supergiant Rigel (β Ori), pp. 155.
  27. ↑ 27,0 27,1 “An Emission Line of Hydrogen in the Spectrum of Rigel” (1933). The Astrophysical Journal 77: 67. doi:10.1086/143448. Bibcode: 1933ApJ....77...67S.
  28. ↑ “The inhomogeneous circumstellar envelope of Rigel (β Orionis A)” (1997). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 290 (3): 521–532. doi:10.1093/mnras/290.3.521. Bibcode: 1997MNRAS.290..521I.


Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Rigel&oldid=932575»