Перейти до вмісту

Рігель

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Рігель

Рігель у сузір'ї Оріона


Дані спостереження
Епоха J2000
Сузір’я Оріон
Пряме піднесення 05h 14m 32,3s
Схилення -08° 12′ 06″
Видима зоряна величина (V) 0,12/8,44
Характеристики
Спектральний клас B8Ia
Показник кольору (B−V) −0,03
Показник кольору (U−B) −0,66
Тип змінності типу α Лебедя
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) 20,7 км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: 1,87 мас/р
Схил.: −0,56 мас/р
Паралакс (π) 4,22 ± 0,81 мас
Відстань біля 800 св. р.
(240 пк)
Абсолютна зоряна
величина (MV) 		−6,7
Фізичні характеристики
Маса 17 M☉
Радіус 70 R☉
Світність 66 000(болометрична) L☉
Ефективна температура 11 000 K
Інші позначення
Rigel, Algebar, Elgebar, β Ori, 19 Ori, HD 34085, HR 1713, HIP 24436, SAO 131907[1]
Посилання
SIMBADдані для RIGEL
Рігель в уяві художника
Не плутати з Ригель.

Рі́гель[2] (β Оріона, β Ori) — блакитний надгігант, найяскравіша зоря екваторіального сузір'я Оріона. Рігель — найяскравіший й наймасивніший компонент однойменної зоряної системи, що містить щонайменше чотири зорі й для неозброєного ока має вигляд єдиної голубувато-білої точки. Має видиму зоряну величину 0,14m. Біло-блакитний надгігант спектрального класу B8I-a. Температура поверхні 11 200 К, діаметр — близько 95 млн км (тобто в 68 разів більший від Сонця). Абсолютна зоряна величина дорівнює −6,69m; світність у 60 000 разів більша від сонячної. Таким чином, Рігель — це найпотужніша з яскравих зір небосхилу. Рігель перебуває на відстані приблизно 800 св. років від Сонця.

Найменування

[ред. | ред. код]

2016 року Міжнародний астрономічний союз (МАС) включив назву «Рігель» у Каталог назв зір МАС.[3][4] Згідно з МАС, ця назва стосується тільки головного компонента A зоряної системи Рігеля. В історичних астрономічних каталогах зоря вказана по-різному як H II 33, Σ 668, β 555, ADS 3823. Заради простоти компаньйони Рігеля позначаються як Рігель B,[3] C і D;[5][6] МАС уважає ці найменування «зручними прізвиськами», але «неофіційними».[3] У сучасних комплексних каталогах ціла кратна зоряна система відома як WDS 05145-0812 і CCDM 05145-0812.[7][8]

Стародавні єгиптяни пов'язували Рігель із Сахом — царем зір і заступником померлих, а пізніше — з Осірісом. Слово «Рігель» означає «нога» і походить від араб. الرجل الجبار, трансліт. ar-rijl al-jabbār, досл. «нога велетня».

Позначення Рігеля як β Оріона запровадив Йоганн Баєр 1603 року. Позначення «бета» найчастіше дається другій за яскравістю зорі в сузір'ї, однак Рігель майже завжди яскравіший від α Оріона (Бетельгейзе).[9] Астроном Джеймс Б. Кейлер(інші мови) припускає, що Баєр позначив Рігель під час рідкісного періоду, коли світність Бетельгейзе, змінної зорі, перевищила світність Рігеля, що спричинилося до позначення Бетельгейзе як альфи, а Рігеля як бети Оріона.[5]

Видимість

[ред. | ред. код]

Видима зоряна величина Рігеля в середньому становить 0,14m, що робить її сьомою за яскравістю зорею на небесній сфері, не враховуючи Сонця; він трохи тьмяніший від Капелли. Рігель є нерегулярною пульсуючою змінною зорею (0,05m : 0,18m). Хоча він має позначення Баєра β, але майже завжди яскравіший за α Оріона — Бетельгейзе. Від 1943 року спектр зорі використовувався як одна з базових точок для зоряної класифікації[10]. Рігель має показник кольору (B–V) −0,03, тобто він видається білим або трохи блакитним[11].

У північній півкулі його найкраще спостерігати взимку (найвище він піднімається вночі між 12 грудня і 24 січня)[9]. У південній півкулі Рігель є першою яскравою зорею сузір'я Оріон, коли воно починає підніматися над горизонтом[12]. В астрономічній навігації Рігель є однією з найважливіших навігаційних зір, оскільки він розташований поблизу екватора, тобто, видимий практично з усіх океанів світу (крім 8° довкола Північного полюса), яскравий і легко знаходиться.

Відстань

[ред. | ред. код]

Нова редукція паралаксів Гіппаркоса скоротила відстань до Рігеля до 265 парсек (863 св. р.) з похибкою до 9 %[13]. Ранні спектроскопічні виміри давали відстань між 360 і 500 парсек[14][15].

Система

[ред. | ред. код]

Принаймні від 1822 року відомо, що Рігель є оптично-подвійною системою, що визначив Василь Струве[7]. Супутник є досить яскравою зорею видимої зоряної величини +6,7; компоненти віддалені на 9,5 кутових секунд, що дозволяє їх розрізнити за допомогою більшості аматорських телескопів[7]. Однак значна різниця в яскравості ускладнює цю задачу для телескопів з апертурою менш ніж 15 см[16]. З урахуванням відстані до Рігеля від Землі, відстань Рігеля B до головної зорі становить понад 2000 а. о. Від часу відкриття супутника орбітального руху виявлено не було, хоча обидві зорі мають схожий власний рух[7][17]. Якщо вони фізично пов'язані, їхній мінімальний орбітальний період має становити бл. 18 000 років[18].

Уже в XIX ст. стало відомо, що Рігель B є тісною подвійною системою. До неї входять дві зорі головної послідовності спектрального класу B9, які перебувають на відстані 0,1—0,2" і обертаються з періодом 9,86 дня. Спекл-інтерферометрія 2009 року показала, що два майже ідентичні компоненти розділені 0,124"[19]. Обидві зорі мають видиму зоряну величину 7,6, а їхній орбітальний період становить бл. 63 років[18].

Ці дві зорі не достатні для компонентів оптичної подвійної зорі B і C, тому система може бути потрійною, справжній формат якої поки не визначено[20].

Зоря видимої зоряної величини +15,4 на відстані 44,6 кутової секунди на північ (1°) внесена до каталогів як компонент D системи, хоча поки не відомо, чи вона фізично пов'язана, чи це випадкове розташування[7].

Характеристики

[ред. | ред. код]

Моравведжі з колегами визначили світність Рігеля A у 120 000 світностей Сонця[21]. Температура його поверхні становить близько 12 100 кельвінів. Виміряний інтерферометром кутовий діаметр зорі після коригування на затемнення краю склав 2,75±0,01 mas[22]. З урахуванням оцінки відстані до зорі її радіус дорівнює 79 радіусам Сонця[21]. Норберт Пржибілла з колегами у 2006 р. використав атмосферне моделювання й отримав відстань до зорі у 360 ± 40 парсек, світність у 218 000 сонячних, масу у 21 ± 3 сонячних і радіус у 109 ± 12 сонячних[23]. Код CMFGEN — це атмосферний код, що використовується для визначення характеристик масивних зір з аналізу їхнього спектру й атмосфери. Уживання цього методу дало Рігелю яскравість у 279 000 сонячних, радіус у 115 сонячних і зоряний вітер у 671 080 миль на годину (майже 1,08 млн км/год)[24].

Рігель A — блакитний надгігант, у ядрі якого завершився термоядерний синтез гелію з водню; він залишив головну послідовність, поступово збільшуючи об'єм і яскравість під час руху по діаграмі Герцшпрунга—Рассела. Пржибілла оцінює, що він утратив до 3 сонячних мас з початку свого формування зорею маси 24 ± 3 сонячних 7—9 млн років тому[23]. Колись він стане червоним надгігантом і врешті вибухне як наднова типу II[25]. Тому Рігель є одним з найближчих до Землі кандидатів у наднові[21].

Рігель є змінною зорею, але ця змінність складна, спричинена зоряними пульсаціями, схожими на пульсації Денеба, прототипу змінних типу α Лебедя. Варіації радіальної швидкості Рігеля показують, що зоря одночасно осцилює в принаймні 19 нерадіальних режимах з періодами від 1,2 до 74 днів[21]. Вона помітна серед інших блакитних надгігантів тим, що, хоча джерелом її пульсацій є ядерні реакції у водневому шарі, який принаймні частково неконвективний, зоря також спалює гелій у ядрі[25]. Належність Рігеля до змінних типу α Лебедя встановив 1998 року Крістоффель Велкенс з колегами[26].

Відбивна туманність Відьмина голова.

Оскільки Рігель яскравий і рухається через ділянку туманності, він підсвічує декілька газопилових хмар у своєму оточенні, найбільш помітна серед яких IC 2118 (Відьмина голова)[17]. Рігель також асоціюється з туманністю Оріона, яка, хоча й розташована майже на одній лінії зору з зорею, віддалена від Землі на майже вдвічі більшу відстань. Попри відмінності у відстані, проєкція руху Рігеля крізь космос у минулому розміщує його близько до туманності. Тому Рігель інколи класифікують як віддалений член зоряної асоціації Оріон OB1, хоча він значно ближчий до Землі, ніж інші члени асоціації. На схожій з Рігелем відстані розташовані Бетельгейзе й Саіф (κ Ori), хоча Бетельгейзе є зорею-втікачем зі складною історією і, найімовірніше, початково сформувався в основній частині асоціації[27].

Здається, супутники Рігель Ba, Bb та C всі мають схожий спектральний клас B і є зорями головної послідовності масою 3—4 M☉, але їхні характеристики точно не відомі[18].

Космічна фотометрія

[ред. | ред. код]

Канадський MOST спостерігав за Рігелем протягом майже 28 днів у 2009 р. Зміни його яскравості були на рівні тисячних зоряної видимої величини. Повільні зміни у світності підкреслюють наявність у зорі довгоперіодичних пульсацій[21].

Спектроскопія

[ред. | ред. код]

Загальний спектральний клас Рігеля B8 добре встановлений і використовувався як відправна точка для спектральної класифікації низки надгігантів. Однак деталі спектру суттєво змінюються внаслідок періодичних атмосферних вивержень. Спектральні лінії показують випромінення, поглинання, подвоєння, прямий і зворотний профіль P Лебедя, без якої-небудь чіткої періодичності[28]. Через це різні автори класифікують його як B8 Iab, B8 Iae або поєднують ці позначення[29][27].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ SIMBAD Astronomical Database. Results for Rigel. Процитовано 10 квітня 2008.
  2. ↑ Оріон // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 333. — ISBN 966-613-263-X.
  3. ↑ а б в Mamajek, Eric E. та ін. (2018). Division C: Working Group on Star Names. У Benvenuti, Piero (ред.). Transactions IAU:Volume XXXA: Reports on Astronomy 2015–2018 (PDF). Cambridge, UK: Cambridge University Press. Архів (PDF) оригіналу за 23 серпня 2019.
  4. ↑ IAU Catalog of Star Names. International Astronomical Union (IAU). Архів оригіналу за 7 липня 2018. Процитовано 28 липня 2016.
  5. ↑ а б Kaler, James B. (26 вересня 2009). Rigel. Stars. Архів оригіналу за 22 квітня 2019. Процитовано 1 лютого 2019.
  6. ↑ Garfinkle, Robert A. (1997). Star-hopping: your Visa to Viewing the Universe. Cambridge, United Kingdom: Cambridge University Press. с. 70—71. ISBN 978-0-521-59889-7.
  7. ↑ а б в г д Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog. The Astronomical Journal. 122 (6): 3466—3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920. Помилка цитування: Некоректний тег <ref>; назва «WDS» визначена кілька разів з різним вмістом
  8. ↑ Dommanget, J.; Nys, O. (1994). Catalogue des composantes d'etoiles doubles et multiples (CCDM) premiere edition – Catalogue of the components of double and multiple stars (CCDM) first edition. Communications de l'Observatoire Royal de Belgique. 115: 1. Bibcode:1994CoORB.115....1D.
  9. ↑ а б Schaaf, Fred (2008). The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars. Hoboken, New Jersey: Wiley. с. 159—162, 257. Bibcode:2008bsdu.book.....S. ISBN 978-0-470-24917-8. Помилка цитування: Некоректний тег <ref>; назва «schaaf» визначена кілька разів з різним вмістом
  10. ↑ Garrison, R. F. (December 1993). Anchor Points for the MK System of Spectral Classification. Bulletin of the American Astronomical Society. 25: 1319. Bibcode:1993AAS...183.1710G.
  11. ↑ The Colour of Stars, Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 21 грудня 2004, архів оригіналу за 10 березня 2012, процитовано 28 червня 2014
  12. ↑ Ellyard, David; Tirion, Wil (2008) [1993]. The Southern Sky Guide (вид. 3rd). Port Melbourne, Victoria: Cambridge University Press. с. 58–59. ISBN 978-0-521-71405-1.
  13. ↑ van Leeuwen, F. (November 2007). Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653—664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  14. ↑ Humphreys, R. M. (1978). Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way. Astrophysical Journal. 38: 309. Bibcode:1978ApJS...38..309H. doi:10.1086/190559.
  15. ↑ Hoffleit, Dorrit; Jaschek, Carlos (1991). The Bright star catalogue. New Haven. Bibcode:1991bsc..book.....H.<
  16. ↑ Burnham, Robert, Jr. (1978). Burnham's Celestial Handbook. New York: Dover Publications. с. 1300.
  17. ↑ а б Jedicke, Peter; Levy, David H. (1992). Regal Rigel. The New Cosmos. Waukesha: Kalmbach Books. с. 48—53.
  18. ↑ а б в Tokovinin, A. A. (1997). MSC – a catalogue of physical multiple stars. Astronomy & Astrophysics Supplement Series. 124: 75. Bibcode:1997A&AS..124...75T. doi:10.1051/aas:1997181.
  19. ↑ Mason, Brian D.; Hartkopf, William I.; Gies, Douglas R.; Henry, Todd J.; Helsel, John W. (2009). The High Angular Resolution Multiplicity of Massive Stars. The Astronomical Journal. 137 (2): 3358. arXiv:0811.0492. Bibcode:2009AJ....137.3358M. doi:10.1088/0004-6256/137/2/3358.
  20. ↑ Spectroscopic Binary Catalogue (SB9). D.Pourbaix. Процитовано 13 березня 2016.
  21. ↑ а б в г д Moravveji, Ehsan; Guinan, Edward F.; Shultz, Matt; Williamson, Michael H.; Moya, Andres (March 2012). Asteroseismology of the nearby SN-II Progenitor: Rigel. Part I. The MOST High-precision Photometry and Radial Velocity Monitoring. The Astrophysical Journal. 747 (1): 108—115. arXiv:1201.0843. Bibcode:2012ApJ...747..108M. doi:10.1088/0004-637X/747/2/108.
  22. ↑ Aufdenberg, J. P. та ін. (2008). Limb Darkening: Getting Warmer. The Power of Optical/IR Interferometry. Eso Astrophysics Symposia. 1 (1): 71—82. Bibcode:2008poii.conf...71A. doi:10.1007/978-3-540-74256-2_8. ISBN 978-3-540-74253-1.
  23. ↑ а б Przybilla, N. та ін. (January 2006). Quantitative spectroscopy of BA-type supergiants. Astronomy and Astrophysics. 445 (3): 1099—1126. arXiv:astro-ph/0509669. Bibcode:2006A&A...445.1099P. doi:10.1051/0004-6361:20053832.
  24. ↑ =Chesneau, O.; Kaufer, A.; Stahl, O.; Colvinter, C.; Spang, A.; Dessart, L.; Prinja, R.; Chini, R. (2014). The variable stellar wind of Rigel probed at high spatial and spectral resolution. Astronomy & Astrophysics. 566: 18. arXiv:1405.0907. Bibcode:2014A&A...566A.125C. doi:10.1051/0004-6361/201322894. A125.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки з посиланнями на джерела із зайвою пунктуацією (посилання)
  25. ↑ а б Moravveji, Ehsan; Moya, Andres; Guinan, Edward F. (April 2012). Asteroseismology of the nearby SN-II Progenitor: Rigel. Part II. ε-mechanism Triggering Gravity-mode Pulsations?. The Astrophysical Journal. 749 (1): 74—84. arXiv:1202.1836. Bibcode:2012ApJ...749...74M. doi:10.1088/0004-637X/749/1/74.
  26. ↑ Waelkens, C.; Aerts, C.; Kestens, E.; Grenon, M.; Eyer, L. (1998). Study of an unbiased sample of B stars observed with Hipparcos: the discovery of a large amount of new slowly pulsating B star. Astronomy and Astrophysics. 330: 215—21. Bibcode:1998A&A...330..215W.
  27. ↑ а б Bally, J. (2008). Overview of the Orion Complex. Handbook of Star Forming Regions: 459. arXiv:0812.0046. Bibcode:2008hsf1.book..459B.
  28. ↑ Rother, Sara (2009). A time series study of Rigel, a B8Ia supergiant.
  29. ↑ Shultz, M.; Wade, G. A.; Petit, V.; Grunhut, J.; Neiner, C.; Hanes, D.; MiMeS Collaboration (2014). An observational evaluation of magnetic confinement in the winds of BA supergiants. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 438 (2): 1114. arXiv:1311.5116. Bibcode:2014MNRAS.438.1114S. doi:10.1093/mnras/stt2260.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Рігель


Координати: Карта зоряного неба 05г 14м 32.272с, −08° 12′ 05.91″

Посилання

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Рігель&oldid=46607446