Rigel
| Beobachtungsdaten Epoche J2000.0 Tagundnachtgleiche J2000.0 | |
|---|---|
| Sternbild | Orion |
| Aussprache | /ˈraɪdʒəl/ oder /-ɡəl/ |
| A | |
| Rektaszension | 05h 14m 32.27210s |
| Deklination | −08° 12′ 05.8981″ |
| Scheinbare Helligkeit (V) | 0.13 (0.05–0.18) |
| BC | |
| Rektaszension | 05h 14m 32.049s |
| Deklination | −08° 12′ 14.78″ |
| Scheinbare Helligkeit (V) | 6.67 (7.5/7.6) |
| Merkmale | |
| A | |
| Entwicklungsstufe | Blauer Überriese |
| Spektraltyp | B8 Ia |
| U-B-Farbindex | −0.66 |
| B-V-Farbindex | −0.03 |
| Veränderlicher Typ | Alpha Cygni |
| BC | |
| Entwicklungsstufe | Hauptreihe |
| Spektraltyp | B9V + B9V |
| Astrometrie | |
| Radialgeschwindigkeit (Rv) | 17,8±0,4 km/s |
| Eigenbewegung (μ) | RA: +1,31 mas/Jahr Dek.: +0,50 mas/yr |
| Parallaxe (π) | 3,2352 ± 0,0553 mas |
| Entfernung | 863 ly (264 pc) |
| Absolute Helligkeit (MV) | –7.84 |
| Umlaufbahn | |
| Primäre | A |
| Begleiter | BC |
| Periode (P) | 24.000 Jahre |
| Umlaufbahn | |
| Primäre | Ba |
| Begleiter | Bb |
| Periode (P) | 9.860 Tage |
| Exzentrizität (e) | 0.1 |
| Halbamplitude (K1) (primär) | |
| Halbe Amplitude (K2) (sekundär) | |
| Umlaufbahn | |
| Primäre | B |
| Begleiter | C |
| Periode (P) | 63 Jahre |
| Einzelheiten | |
| A | |
| Masse | 21±3 M☉ |
| Radius | 78.9±7.4 R☉ |
| Leuchtkraft (bolometrisch) | 1.20+0.25 −0.21×105 L☉ |
| Oberflächenschwere (log g) | 1,75±0,10 cgs |
| Temperatur | 12,100±150 K |
| Metallizität [Fe/H] | -0,06±0,10 dex |
| Rotationsgeschwindigkeit (v sin i) | 25±3 km/s |
| Alter | 8±1 Myr |
| Ba | |
| Masse | 3.84 M☉ |
| Bb | |
| Masse | 2.94 M☉ |
| C | |
| Masse | 3.84 M☉ |
| Andere Bezeichnungen | |
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 | |
| Datenbank-Referenzen | |
| SIMBAD | |
Rigel ist ein blauer Überriesenstern im Sternbild Orion. Er hat die Bayer-Bezeichnung β Orionis, die zu Beta Orionis latinisiert und mit Beta Ori oder β Ori abgekürzt wird. Rigel ist die hellste und massereichste Komponente - und der Namensgeber - eines Sternsystems aus mindestens vier Sternen, die mit bloßem Auge als ein einziger blau-weißer Lichtpunkt erscheinen. Dieses System befindet sich in einer Entfernung von etwa 860 Lichtjahren (260 pc) von der Sonne. ⓘ
Rigel ist ein Stern des Spektraltyps B8Ia, der je nach Methode und Annahmen 61.500 bis 363.000 Mal so hell wie die Sonne und 18 bis 24 Mal so massiv ist. Sein Radius ist mehr als siebzigmal so groß wie der der Sonne, und seine Oberflächentemperatur beträgt 12.100 K. Aufgrund seines Sternwindes wird der Massenverlust von Rigel auf das Zehnmillionenfache desjenigen der Sonne geschätzt. Mit einem geschätzten Alter von sieben bis neun Millionen Jahren hat Rigel seinen Wasserstoffbrennstoff im Kern aufgebraucht, sich ausgedehnt und zu einem Überriesen abgekühlt. Es wird erwartet, dass er sein Leben als Supernova des Typs II beendet und einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch als letzten Überrest hinterlässt, je nach der ursprünglichen Masse des Sterns. ⓘ
Rigel variiert leicht in seiner Helligkeit, seine scheinbare Helligkeit liegt zwischen 0,05 und 0,18. Aufgrund der Amplitude und Periodizität seiner Helligkeitsschwankungen sowie seines Spektraltyps wird er als Alpha Cygni-Veränderlicher eingestuft. Seine intrinsische Veränderlichkeit wird durch Pulsationen in seiner instabilen Atmosphäre verursacht. Rigel ist im Allgemeinen der siebthellste Stern am Nachthimmel und der hellste Stern im Orion, obwohl er gelegentlich von Beteigeuze überstrahlt wird, der über einen größeren Bereich schwankt. ⓘ
Ein Dreifach-Sternsystem ist von Rigel durch einen Winkel von 9,5 Bogensekunden getrennt. Es hat eine scheinbare Helligkeit von 6,7 und ist damit 1/400stel so hell wie Rigel. Zwei Sterne des Systems können mit großen Teleskopen gesehen werden, und der hellere der beiden ist ein spektroskopischer Doppelstern. Alle drei Sterne sind blau-weiße Hauptreihensterne, jeder drei- bis viermal so massereich wie die Sonne. Rigel und das Dreifachsystem umkreisen ein gemeinsames Gravitationszentrum mit einer geschätzten Periode von 24.000 Jahren. Die inneren Sterne des Dreifachsystems umkreisen einander alle 10 Tage, und der äußere Stern umkreist das innere Paar alle 63 Jahre. Ein sehr viel schwächerer Stern, der von Rigel und den anderen durch fast eine Bogenminute getrennt ist, könnte Teil desselben Sternsystems sein. ⓘ
Rigel ist der hellste Stern im Sternbild Orion und der siebthellste des Nachthimmels. Sein Name kommt vom arabischen رجل الجوزاء اليسرى Ridschl Dschauza’ al-Yusri ‚linker Fuß des Mittleren‘. Obwohl er heller als α Orionis (Beteigeuze, 0,42 mag) ist, wird er in der Astronomie als β Orionis bezeichnet. Das liegt daran, dass Beteigeuze (wie fast alle Roten Überriesen) ein unregelmäßiger Veränderlicher ist und Rigel im Maximum hin und wieder übertreffen kann. Rigel ist Teil des Wintersechsecks. ⓘ
In der altägyptischen Sprache hieß Rigel „Seba-en-Sah“, was übersetzt „Fußstern“ beziehungsweise „Zehenstern“ bedeutet. Als Hauptstern und Namensgeber des altägyptischen Sternbildes Sah spielte er eine bedeutende Rolle in der altägyptischen Mythologie. ⓘ
Nomenklatur
Im Jahr 2016 nahm die Internationale Astronomische Union (IAU) den Namen "Rigel" in den IAU-Katalog der Sternnamen auf. Nach Angaben der IAU gilt dieser Eigenname nur für die Hauptkomponente A des Rigel-Systems. In historischen astronomischen Katalogen wird das System unter den Bezeichnungen H II 33, Σ 668, β 555 oder ADS 3823 geführt. Der Einfachheit halber werden die Begleiter von Rigel als Rigel B, C und D bezeichnet; die IAU beschreibt solche Namen als "nützliche Spitznamen", die "inoffiziell" sind. In modernen Gesamtkatalogen ist das gesamte Mehrfachsternsystem als WDS 05145-0812 oder CCDM 05145-0812 bekannt. ⓘ
Die Bezeichnung von Rigel als β Orionis (latinisiert zu Beta Orionis) wurde von Johann Bayer im Jahr 1603 vorgenommen. Die Bezeichnung "Beta" wird üblicherweise für den zweithellsten Stern in jedem Sternbild vergeben, aber Rigel ist fast immer heller als α Orionis (Betelgeuse). Der Astronom James B. Kaler hat spekuliert, dass Rigel von Bayer während einer seltenen Periode benannt wurde, in der er von dem veränderlichen Stern Betelgeuse überstrahlt wurde, was dazu führte, dass der letztere Stern als "Alpha" und Rigel als "Beta" bezeichnet wurde. Bayer ordnete die Sterne nicht streng nach ihrer Helligkeit, sondern gruppierte sie nach ihrer Helligkeit. Rigel und Betelgeuse wurden beide zur ersten Größenklasse gezählt, und im Orion sind die Sterne jeder Klasse vermutlich von Norden nach Süden angeordnet. Rigel ist im Allgemeinen Katalog der Veränderlichen Sterne enthalten, aber da er bereits eine Bayer-Bezeichnung trägt, hat er keine eigene Bezeichnung für einen Veränderlichen Stern. ⓘ
Rigel hat viele andere Sternbezeichnungen aus verschiedenen Katalogen, darunter die Flamsteed-Bezeichnung 19 Orionis (19 Ori), den Eintrag HR 1713 im Bright Star Catalogue und die Nummer HD 34085 im Henry Draper Catalogue. Diese Bezeichnungen tauchen häufig in der wissenschaftlichen Literatur auf, aber selten in der populären Literatur. ⓘ
Beobachtung
Rigel ist ein innerer veränderlicher Stern mit einer scheinbaren Helligkeit zwischen 0,05 und 0,18. Er ist in der Regel der siebthellste Stern der Himmelskugel, mit Ausnahme der Sonne, obwohl er gelegentlich schwächer als Beteigeuze ist. Er ist schwächer als Capella, dessen Helligkeit ebenfalls leicht schwanken kann. Rigel erscheint leicht blau-weiß und hat einen B-V-Farbindex von -0,06. Er steht in starkem Kontrast zum rötlichen Betelgeuse. ⓘ
Rigel, der jedes Jahr um Mitternacht am 12. Dezember und um 21:00 Uhr am 24. Januar seinen Höhepunkt erreicht, ist auf der Nordhalbkugel an Winterabenden und auf der Südhalbkugel an Sommerabenden sichtbar. Auf der Südhalbkugel ist Rigel der erste helle Stern des Orion, der beim Aufgang des Sternbilds sichtbar ist. Dementsprechend ist er auch der erste Stern des Orion, der in den meisten Teilen der nördlichen Hemisphäre untergeht. Der Stern ist ein Eckpunkt des "Wintersechsecks", einer Sterngruppe, zu der Aldebaran, Capella, Pollux, Procyon und Sirius gehören. Rigel ist ein prominenter äquatorialer Navigationsstern, der leicht zu finden und auf allen Weltmeeren gut sichtbar ist (eine Ausnahme bildet das Gebiet nördlich des 82. nördlichen Breitengrades). ⓘ
Spektroskopie
Der Spektraltyp von Rigel ist ein entscheidender Punkt in der Klassifizierungssequenz für Überriesen. Das Gesamtspektrum ist typisch für einen späten Stern der Klasse B, mit starken Absorptionslinien der Wasserstoff-Balmer-Reihe sowie neutralen Heliumlinien und einigen der schwereren Elemente wie Sauerstoff, Kalzium und Magnesium. Die Leuchtkraftklasse für B8-Sterne wird anhand der Stärke und Enge der Wasserstoff-Spektrallinien geschätzt, und Rigel wird der hellen Überriesen-Klasse Ia zugeordnet. Variationen im Spektrum haben dazu geführt, dass Rigel verschiedenen Klassen zugeordnet wurde, wie B8 Ia, B8 Iab und B8 Iae. ⓘ
Bereits 1888 wurde festgestellt, dass die heliozentrische Radialgeschwindigkeit von Rigel, die anhand der Dopplerverschiebungen seiner Spektrallinien geschätzt wurde, variiert. Dies wurde seinerzeit bestätigt und als Folge eines spektroskopischen Begleiters mit einer Periode von etwa 22 Tagen interpretiert. Seitdem wurde gemessen, dass die Radialgeschwindigkeit um etwa 10 km/s um einen Mittelwert von 21,5 km/s schwankt. ⓘ
Im Jahr 1933 wurde die Hα-Linie im Spektrum von Rigel als ungewöhnlich schwach und um 0,1 nm zu kürzeren Wellenlängen hin verschoben beobachtet, während es eine schmale Emissionsspitze um 1,5 nm auf der langwelligen Seite der Hauptabsorptionslinie gab. Dies ist jetzt als P Cygni-Profil bekannt, nach einem Stern, der dieses Merkmal in seinem Spektrum stark zeigt. Es wird mit einem Massenverlust in Verbindung gebracht, bei dem gleichzeitig Emission von einem dichten Wind in der Nähe des Sterns und Absorption von zirkumstellarem Material, das sich vom Stern weg ausdehnt, auftritt. ⓘ
Das ungewöhnliche Hα-Linienprofil variiert auf unvorhersehbare Weise. Etwa ein Drittel der Zeit ist es eine normale Absorptionslinie. In etwa einem Viertel der Fälle handelt es sich um eine doppelspitzige Linie, d. h. um eine Absorptionslinie mit einem Emissionskern oder eine Emissionslinie mit einem Absorptionskern. In etwa einem Viertel der Fälle handelt es sich um ein P-Cygni-Profil; in den übrigen Fällen hat die Linie ein inverses P-Cygni-Profil, bei dem die Emissionskomponente auf der kurzwelligen Seite der Linie liegt. Selten gibt es eine reine Hα-Emissionslinie. Die Änderungen des Linienprofils werden als Schwankungen in der Menge und Geschwindigkeit des vom Stern ausgestoßenen Materials interpretiert. Gelegentlich wurden Ausströmungen mit sehr hohen Geschwindigkeiten festgestellt, seltener auch einfallendes Material. Insgesamt ergibt sich das Bild großer Schleifenstrukturen, die von der Photosphäre ausgehen und von Magnetfeldern angetrieben werden. ⓘ
Veränderlichkeit
Seit mindestens 1930 ist bekannt, dass Rigel in seiner Helligkeit schwankt. Die geringe Amplitude der Helligkeitsschwankungen von Rigel lässt sich nur mit photoelektrischer oder CCD-Photometrie zuverlässig nachweisen. Diese Helligkeitsschwankungen haben keine offensichtliche Periode. Beobachtungen über 18 Nächte im Jahr 1984 zeigten Schwankungen bei roten, blauen und gelben Wellenlängen von bis zu 0,13 Magnituden auf Zeitskalen von einigen Stunden bis zu mehreren Tagen, aber auch hier keine eindeutige Periode. Rigels Farbindex schwankt geringfügig, was jedoch nicht signifikant mit seinen Helligkeitsschwankungen korreliert. ⓘ
Die Analyse der Hipparcos-Satellitenphotometrie hat ergeben, dass Rigel zur Alpha-Cygni-Klasse der veränderlichen Sterne gehört, die als "nicht-radial pulsierende Überriesen der Spektraltypen Bep-AepIa" definiert sind. Bei diesen Spektraltypen zeigt das "e" an, dass er Emissionslinien in seinem Spektrum aufweist, während das "p" bedeutet, dass er eine nicht spezifizierte spektrale Besonderheit aufweist. Veränderliche vom Typ Alpha Cygni gelten im Allgemeinen als unregelmäßig oder haben Quasi-Perioden. Rigel wurde aufgrund der Hipparcos-Photometrie, die Variationen mit einer photographischen Amplitude von 0,039 Magnituden und einer möglichen Periode von 2,075 Tagen ergab, in den General Catalogue of Variable Stars in der 74. Rigel wurde 2009 fast 28 Tage lang mit dem kanadischen Satelliten MOST beobachtet. Es wurden Schwankungen im Milli-Magnitudenbereich beobachtet, und die allmählichen Änderungen des Lichtstroms lassen auf das Vorhandensein von langperiodischen Pulsationen schließen. ⓘ
Massenverlust
Aus Beobachtungen der variablen Hα-Spektrallinie wird der Massenverlust von Rigel durch den Sternwind auf (1,5±0,4)×10-7 Sonnenmassen pro Jahr geschätzt (M☉/yr)- etwa zehn Millionen Mal mehr als die Massenverlustrate der Sonne. Detailliertere optische und K-Band-Infrarot-Spektroskopie-Beobachtungen sowie VLTI-Interferometrie wurden von 2006 bis 2010 durchgeführt. Die Analyse der Hα- und Hγ-Linienprofile und die Vermessung der Regionen, in denen die Linien entstehen, zeigen, dass der Sternwind von Rigel in seiner Struktur und Stärke sehr unterschiedlich ist. Auch Schleifen- und Armstrukturen wurden innerhalb des Windes entdeckt. Berechnungen des Massenverlustes anhand der Hγ-Linie ergeben (9,4±0,9)×10-7 M☉/Jahr im Jahr 2006-7 und (7,6±1,1)×10-7 M☉/Jahr im Jahr 2009-10. Berechnungen mit der Hα-Linie ergeben niedrigere Werte, etwa 1,5×10-7 M☉/Jahr. Die Endwindgeschwindigkeit beträgt 300 km/s. Es wird geschätzt, dass Rigel etwa drei Sonnenmassen verloren hat (M☉) verloren hat, seit er sein Leben als Stern von 24±3 M☉ vor sieben bis neun Millionen Jahren. ⓘ
Entfernung
Die Entfernung von Rigel von der Sonne ist etwas unsicher und wird mit unterschiedlichen Methoden geschätzt. Die neue Hipparcos-Reduktion der Parallaxe von Rigel aus dem Jahr 2007 beträgt 3,78±0,34 mas und ergibt eine Entfernung von 863 Lichtjahren (265 Parsec) mit einer Fehlermarge von etwa 9%. Rigel B, der normalerweise als physisch mit Rigel assoziiert und in der gleichen Entfernung betrachtet wird, hat eine Parallaxe von 3,2352±0,0553 mas, was auf eine Entfernung von etwa 1.000 Lichtjahren (310 Parsec) schließen lässt. Die Messungen für dieses Objekt könnten jedoch unzuverlässig sein. ⓘ
Es wurden auch indirekte Methoden zur Entfernungsbestimmung verwendet. So vermutet man, dass sich Rigel in einer nebligen Region befindet und seine Strahlung mehrere nahe gelegene Wolken beleuchtet. Am auffälligsten ist der 5° lange IC 2118 (Hexenkopfnebel), der sich in einem Winkelabstand von 2,5° zum Stern befindet, was einer projizierten Entfernung von 39 Lichtjahren (12 Parsec) entspricht. Aus Messungen anderer in den Nebel eingebetteter Sterne wird die Entfernung von IC 2118 auf 949 ± 7 Lichtjahre (291 ± 2 Parsec) geschätzt. ⓘ
Rigel gehört zur Orion-OB1-Assoziation, die sich in einer Entfernung von bis zu 1.600 Lichtjahren (500 Parsec) von der Erde befindet. Er ist Mitglied der lose definierten Taurus-Orion R1-Assoziation, die mit 1.200 Lichtjahren (360 Parsec) etwas näher liegt. Man geht davon aus, dass Rigel wesentlich näher liegt als die meisten Mitglieder von Orion OB1 und der Orionnebel. Betelgeuse und Saiph liegen in ähnlicher Entfernung zu Rigel, obwohl Betelgeuse ein Ausreißerstern mit einer komplexen Geschichte ist und sich ursprünglich im Hauptkörper der Vereinigung gebildet haben könnte. ⓘ
Stellares System
| Rigel | |||||||||||||||
| Abstand=9,5″. Periode=24.000 y | |||||||||||||||
| Ba | |||||||||||||||
| Abstand=0,58 mas Periode=9.860 d | |||||||||||||||
| Bb | |||||||||||||||
| Abstand=0,1″ Periode=63 y | |||||||||||||||
| C | |||||||||||||||
Hierarchisches Schema für die Komponenten von Rigel ⓘ
Das Sternsystem, zu dem Rigel gehört, besteht aus mindestens vier Komponenten. Rigel (zur Unterscheidung von den anderen Komponenten manchmal Rigel A genannt) hat einen visuellen Begleiter, bei dem es sich wahrscheinlich um ein nahe gelegenes Dreifach-Sternsystem handelt. Ein schwächerer Stern in größerem Abstand könnte eine fünfte Komponente des Rigel-Systems sein. ⓘ
William Herschel entdeckte Rigel am 1. Oktober 1781 als visuellen Doppelstern und katalogisierte ihn als Stern 33 in der "zweiten Klasse der Doppelsterne" in seinem Katalog der Doppelsterne, üblicherweise abgekürzt als H II 33, oder als H 2 33 im Washingtoner Doppelsternkatalog. Friedrich Georg Wilhelm von Struve maß 1822 erstmals die relative Position des Begleiters und katalogisierte das visuelle Paar als Σ 668. Der Sekundärstern wird oft als Rigel B oder β Orionis B bezeichnet. Der Winkelabstand von Rigel B zu Rigel A beträgt 9,5 Bogensekunden in südlicher Richtung unter einem Positionswinkel von 204°. Obwohl er mit einer visuellen Helligkeit von 6,7 nicht besonders schwach ist, macht ihn der Gesamthelligkeitsunterschied zu Rigel A (etwa 6,6 Magnituden oder 440 Mal schwächer) zu einem schwierigen Ziel für Teleskope mit einer Öffnung von weniger als 15 cm. ⓘ
Bei der geschätzten Entfernung von Rigel beträgt der voraussichtliche Abstand von Rigel B zu Rigel A über 2.200 Astronomische Einheiten (AE). Seit seiner Entdeckung gab es keine Anzeichen für eine Umlaufbewegung, obwohl beide Sterne eine ähnliche Eigenbewegung haben. Das Paar hätte eine geschätzte Umlaufzeit von 24.000 Jahren. Gaia Data Release 2 (DR2) enthält eine etwas unzuverlässige Parallaxe für Rigel B, die ihn in einer Entfernung von etwa 1.100 Lichtjahren (340 Parsec) ansiedelt, weiter entfernt als die Hipparcos-Entfernung für Rigel, aber ähnlich wie die Taurus-Orion R1-Assoziation. Es gibt keine Parallaxe für Rigel in Gaia DR2. Die Eigenbewegungen von Gaia DR2 für Rigel B und die Hipparcos-Eigenbewegungen für Rigel sind beide klein, wenn auch nicht ganz gleich. ⓘ
1871 vermutete Sherburne Wesley Burnham, dass es sich bei Rigel B um ein Doppelsternsystem handelt, und 1878 löste er es in zwei Komponenten auf. Dieser visuelle Begleiter wird als Komponente C (Rigel C) bezeichnet, mit einem gemessenen Abstand von Komponente B, der von weniger als 0,1″ bis etwa 0,3″ variiert. Im Jahr 2009 zeigte die Speckle-Interferometrie die beiden fast identischen Komponenten mit einem Abstand von 0,124″ und einer visuellen Helligkeit von 7,5 bzw. 7,6. Ihre geschätzte Umlaufzeit beträgt 63 Jahre. Burnham führte das Rigel-Mehrfachsystem in seinem Doppelsternkatalog unter der Bezeichnung β 555 bzw. im modernen Sprachgebrauch BU 555 auf. ⓘ
Komponente B ist ein zweigleisiges spektroskopisches Doppelsternsystem, das zwei Sätze von Spektrallinien in seinem einzelnen Sternspektrum kombiniert zeigt. Die beobachteten periodischen Veränderungen der relativen Positionen dieser Linien weisen auf eine Umlaufzeit von 9,86 Tagen hin. Die beiden spektroskopischen Komponenten Rigel Ba und Rigel Bb können mit optischen Teleskopen nicht aufgelöst werden, sind aber beide als heiße Sterne des Spektraltyps um B9 bekannt. Dieser spektroskopische Doppelstern ist zusammen mit der nahen visuellen Komponente Rigel C wahrscheinlich ein physikalisches Dreifach-Sternsystem, obwohl Rigel C im Spektrum nicht nachgewiesen werden kann, was im Widerspruch zu seiner beobachteten Helligkeit steht. ⓘ
Im Jahr 1878 entdeckte Burnham einen weiteren möglicherweise zugehörigen Stern von etwa 13. Er führte ihn als Komponente D von β 555 auf, obwohl unklar ist, ob er physisch mit Rigel zusammenhängt oder eine zufällige Ausrichtung ist. Sein Abstand zu Rigel betrug 2017 44,5″, fast genau nördlich bei einem Positionswinkel von 1°. Laut Gaia DR2 handelt es sich um einen sonnenähnlichen Stern der Größe 12 in etwa der gleichen Entfernung wie Rigel. Dieser Stern ist wahrscheinlich ein Hauptreihenstern vom Typ K und hätte eine Umlaufzeit von etwa 250.000 Jahren, wenn er zum Rigel-System gehört. Auf der Grundlage von Schwankungen der Radialgeschwindigkeit wurde ein spektroskopischer Begleiter von Rigel vermutet und sogar seine Umlaufbahn berechnet, aber spätere Arbeiten deuten darauf hin, dass der Stern nicht existiert und dass die beobachteten Pulsationen Rigel selbst zuzuschreiben sind. ⓘ
Während schon mit einem Fernrohr von 6 cm Objektivöffnung das Mehrfachsystem in die Komponenten Rigel A und dem Doppelsternsystem B/C aufgelöst werden kann, bräuchte man für eine Separation der Komponenten des Doppelsternsystems Rigel B/C mindestens 90 cm Öffnung und aufwärts, was in der Realität aber an der Luftunruhe scheitert. Der Winkelabstand zwischen dem 0,12m hellen Rigel A und dem nur 6,6m hellen Rigel B/C-System beträgt 9,5" und der Positionswinkel 204°. ⓘ
Physikalische Eigenschaften
Rigel ist ein blauer Überriese, der den Wasserstoff in seinem Kern verbraucht hat, sich ausdehnt und abkühlt, während er sich von der Hauptreihe über den oberen Teil des Hertzsprung-Russell-Diagramms entfernt. Als er sich auf der Hauptreihe befand, lag seine effektive Temperatur bei etwa 30.000 K. Rigels komplexe Variabilität bei visuellen Wellenlängen wird durch stellare Pulsationen ähnlich denen von Deneb verursacht. Weitere Beobachtungen der Radialgeschwindigkeitsschwankungen zeigen, dass Rigel gleichzeitig in mindestens 19 nicht-radialen Schwingungsmoden mit Perioden von etwa 1,2 bis 74 Tagen schwingt. ⓘ
Die Schätzung vieler physikalischer Eigenschaften von blauen Überriesen, zu denen auch Rigel gehört, ist aufgrund ihrer Seltenheit und der Ungewissheit, wie weit sie von der Sonne entfernt sind, schwierig. Daher werden ihre Eigenschaften hauptsächlich anhand theoretischer Modelle der Sternentwicklung geschätzt. Die effektive Temperatur kann anhand des Spektraltyps und der Farbe auf etwa 12 100 K geschätzt werden. Durch den Vergleich von Entwicklungsspuren wurde eine Masse von 21±3 M☉ bei einem Alter von 8±1 Mio. Jahren geschätzt, während die atmosphärische Modellierung anhand des Spektrums eine Masse von 24±8 M☉. ⓘ
Obwohl Rigel oft als der leuchtkräftigste Stern im Umkreis von 1.000 Lichtjahren von der Sonne angesehen wird, ist seine Energieausbeute nur wenig bekannt. Unter Verwendung der Hipparcos-Entfernung von 860 Lichtjahren (264 Parsec) beträgt die geschätzte relative Leuchtkraft von Rigel etwa das 120.000-fache der Sonne (L☉), aber eine andere, kürzlich veröffentlichte Entfernung von 1.170 ± 130 Lichtjahren (360 ± 40 Parsec) lässt auf eine noch höhere Leuchtkraft von 219.000 L☉. Andere Berechnungen, die auf theoretischen Modellen der Sternentwicklung der Rigel-Atmosphäre beruhen, ergeben Leuchtstärken zwischen 83.000 L☉ und 363.000 L☉, während die Summierung der spektralen Energieverteilung aus der historischen Photometrie mit der Hipparcos-Entfernung auf eine Leuchtkraft von nur 61.515±11.486 L☉. In einer Studie aus dem Jahr 2018 wurde mit dem Navy Precision Optical Interferometer ein Winkeldurchmesser von 2,526 mas gemessen. Nach Korrektur der Randverdunkelung beträgt der Winkeldurchmesser 2,606±0,009 mas, was einen Radius von 74,1+6,1
−7.3 R☉. Eine ältere Messung des Winkeldurchmessers ergibt 2,75±0,01 mas, was einem Radius von 78,9 R☉ bei 264 pc. Diese Radien wurden unter Annahme der Hipparcos-Entfernung von 264 pc berechnet; nimmt man eine Entfernung von 360 pc an, ergibt sich eine deutlich größere Größe. ⓘ
Aufgrund ihrer Nähe zueinander und der Mehrdeutigkeit des Spektrums ist nur wenig über die inneren Eigenschaften der Mitglieder des Rigel BC-Dreifachsystems bekannt. Alle drei Sterne scheinen annähernd gleich heiße Hauptreihensterne vom B-Typ zu sein, die drei- bis viermal so massereich sind wie die Sonne. ⓘ
Entwicklung
Modelle der Sternentwicklung lassen vermuten, dass die Pulsationen von Rigel durch Kernreaktionen in einer wasserstoffverbrennenden Hülle angetrieben werden, die zumindest teilweise nicht konvektiv ist. Diese Pulsationen sind stärker und zahlreicher bei Sternen, die eine Phase des roten Überriesen durchlaufen haben und dann ihre Temperatur erhöht haben, um wieder zu einem blauen Überriesen zu werden. Dies ist auf die geringere Masse und den erhöhten Gehalt an Fusionsprodukten an der Oberfläche des Sterns zurückzuführen. ⓘ
Rigel fusioniert wahrscheinlich Helium in seinem Kern. Aufgrund der starken Konvektion von Helium, das im Kern produziert wurde, während Rigel sich auf der Hauptreihe befand, und in der wasserstoffverbrennenden Hülle, seit er ein Überriese geworden ist, hat sich der Heliumanteil an der Oberfläche von 26,6 % bei der Entstehung des Sterns auf jetzt 32 % erhöht. Die im Spektrum sichtbaren Oberflächenhäufigkeiten von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff sind nur dann mit einem post-roten Überriesenstern vereinbar, wenn seine internen Konvektionszonen unter Verwendung inhomogener chemischer Bedingungen modelliert werden, die als Ledoux-Kriterium bekannt sind. ⓘ
Es wird erwartet, dass Rigel sein stellares Leben als Supernova vom Typ II beenden wird. Er ist einer der der erdnächsten bekannten potenziellen Supernova-Erzeuger und dürfte eine maximale scheinbare Helligkeit von etwa -11 haben (etwa so hell wie ein Viertelmond oder etwa 300 Mal heller als die Venus je wird). Die Supernova würde entweder ein schwarzes Loch oder einen Neutronenstern zurücklassen. ⓘ
Etymologie und kulturelle Bedeutung
Die früheste bekannte Aufzeichnung des Namens Rigel findet sich in den Alfonsinischen Tabellen von 1521. Er leitet sich von dem arabischen Namen Rijl Jauzah al Yusrā ab, "das linke Bein (Fuß) von Jauzah" (d.h. rijl bedeutet "Bein, Fuß"), der sich bis ins 10. Jahrhundert zurückverfolgen lässt. Jahrhundert zurückverfolgt werden kann. "Jauzah" war ein Eigenname für Orion; ein alternativer arabischer Name war رجل الجبار rijl al-jabbār, "der Fuß des Großen", woraus sich die selten verwendeten Namensvarianten Algebar oder Elgebar ableiten. In den alphonsinischen Tafeln wurde der Name in "Rigel" und "Algebar" aufgespalten, mit dem Vermerk: et dicitur Algebar. Nominatur etiam Rigel. Zu den alternativen Schreibweisen aus dem 17. Jahrhundert gehören Regel des italienischen Astronomen Giovanni Battista Riccioli, Riglon des deutschen Astronomen Wilhelm Schickard und Rigel Algeuze oder Algibbar des englischen Gelehrten Edmund Chilmead. ⓘ
Das Sternbild stellt den mythologischen griechischen Jäger Orion dar, und Rigel ist sein Knie oder (wie der Name vermuten lässt) sein Fuß, wobei der nahe gelegene Stern Beta Eridani Orions Fußschemel darstellt. Rigel ist vermutlich der Stern, der in der nordischen Mythologie als "Aurvandils Zeh" bekannt ist. In der Karibik stellte Rigel das abgetrennte Bein der volkstümlichen Figur Trois Rois dar, die ihrerseits durch die drei Sterne des Oriongürtels repräsentiert wurde. Das Bein war von der Jungfrau Bįhi (Sirius) mit einem Säbel abgetrennt worden. Die Lakandonen in Südmexiko kannten ihn als Tunsel ("kleiner Specht"). ⓘ
Rigel war bei den Wotjobaluk-Koori im Südosten Australiens als Yerrerdet-kurrk bekannt und galt als Schwiegermutter von Totyerguil (Altair). Der Abstand zwischen ihnen bedeutete das Tabu, das einen Mann daran hinderte, sich seiner Schwiegermutter zu nähern. Das indigene Volk der Boorong im Nordwesten Victorias nannte Rigel Collowgullouric Warepil. Das Volk der Wardaman in Nordaustralien kennt Rigel als den Anführer der Roten Kängurus, Unumburrgu, und als Hauptdirigent der Zeremonien in einer Gesangslinie, wenn Orion hoch am Himmel steht. Eridanus, der Fluss, markiert eine Linie von Sternen am Himmel, die zu ihm führt, und die anderen Sterne des Orion sind seine zeremoniellen Werkzeuge und sein Gefolge. Betelgeuse ist Ya-jungin "Eulenaugen, die die Zeremonien beobachten". ⓘ
Die neuseeländischen Māori nannten Rigel Puanga, die eine Tochter von Rehua (Antares), dem Oberhaupt aller Sterne, sein soll. Sein heliakischer Aufgang kündigt das Erscheinen von Matariki (den Plejaden) am Morgenhimmel an und markiert das Neujahrsfest der Māori Ende Mai oder Anfang Juni. Das Volk der Moriori auf den Chatham-Inseln sowie einige Maori-Gruppen in Neuseeland begehen den Beginn ihres Neujahrs mit Rigel und nicht mit den Plejaden. Puaka ist eine südliche Namensvariante, die auf der Südinsel verwendet wird. ⓘ
In Japan wählte der Minamoto- oder Genji-Clan Rigel und seine weiße Farbe als Symbol und nannte den Stern Genji-boshi (源氏星), während der Taira- oder Heike-Clan Betelgeuse und seine rote Farbe übernahm. Die beiden mächtigen Familien kämpften im Genpei-Krieg; die Sterne wurden als einander gegenüberstehend angesehen und nur durch die drei Sterne des Gürtels des Orion voneinander getrennt. ⓘ
In der modernen Kultur
Die MS Rigel war ursprünglich ein norwegisches Schiff, das 1924 in Kopenhagen gebaut wurde. Während des Zweiten Weltkriegs wurde es von den Deutschen beschlagnahmt und 1944 beim Transport von Kriegsgefangenen versenkt. Zwei Schiffe der US Navy trugen den Namen USS Rigel. Die SSM-N-6 Rigel war ein Marschflugkörperprogramm für die US Navy, das 1953 eingestellt wurde, bevor es zum Einsatz kam. ⓘ
Die Rigel Skerries sind eine Kette kleiner Inseln in der Antarktis, die ursprünglich Utskjera hießen und umbenannt wurden. Sie erhielten ihren heutigen Namen, da Rigel als Astrofix verwendet wurde. Der Berg Rigel mit einer Höhe von 1 910 m liegt ebenfalls in der Antarktis. ⓘ
Aufgrund seiner Helligkeit und seines wiedererkennbaren Namens ist Rigel auch in der Science-Fiction ein beliebter Schauplatz. Fiktive Darstellungen von Rigel finden sich in Star Trek, The Hitchhiker's Guide to the Galaxy und vielen weiteren Büchern, Filmen und Spielen. ⓘ
Rigel in der Fiktion
In der Fernsehserie Star-Trek (Titel der deutschsprachigen Fassung: Raumschiff Enterprise) ist das Rigel-System das am dichtesten besiedelte Sternensystem der Galaxis. ⓘ
Erwähnungen des Rigel-Systems, insbesondere eines fiktionalen Planeten Rigel VII, finden sich auch in weiteren populären Werken der US-amerikanischen Unterhaltungsindustrie, so in der Comic-Adaption der Star-Wars-Trilogie und in der Fernsehserie Die Simpsons. ⓘ