Ригел

Ригел
Звезда
Ригел в съзвездието Орион.
Общи данни
Ректасцензия05h 14m 32,27s
Деклинация−08° 12′ 5,91″
Разстояние860 ± 80 ly
Видима зв. величина (V)0,13
СъзвездиеОрион
Ригел в Общомедия

Ригел (β Orionis, Бета от Орион) е най-ярката звезда в съзвездието Орион и седмата по яркост звезда в небето, с видима величина 0,13. Разстоянието до нея се оценява на 860 ± 80 светлинни години. Поради голямата си маса, Ригел се класифицира като звезда свръхгигант.

Макар Ригел да изглежда като една синьо-бяла звезда за невъоръженото око, всъщност тя представлява звездна система, включваща поне четири звезди. Основната звезда (Ригел A) е масивен син свръхгигант със спектрален клас B8Ia, който е между 61,5 хил. до 363 хил. пъти по-светим и от 18 до 24 пъти по-масивен от Слънцето, в зависимост от използвания метод на изчисление. Радиусът му е над 70 пъти по-голям от този на Слънцето, повърхностната му температура е около 12 100 K. Бидейки на около 7 – 9 милиона години, звездата е изразходила водорода в ядрото си, разширила се е и се е охладила, превръщайки се в свръхгигант. Животът ѝ ще приключи със свръхнова тип II.

Наблюдение

[редактиране | редактиране на кода]
Ригел и отразяващата мъглявина IC 2118. Ригел B не се вижда от блясъка на главната звезда

Ригел е променлива звезда с видима величина, варираща от 0,005 до 0,18.[1] Тя обикновено е седмата най-ярка звезда на небесната сфера, като понякога е задминавана по яркост от Бетелгейзе.[2] Обикновено е по-бледа от Капела, която също е с леко променлива яркост.[3] Ригел изглежда синьо-бяла и има B-V цветови индекс от −0,06.[4] Поради тази причина, тя контрастира силно с червената Бетелгейзе.[5]

Кулминира всяка година в полунощ на 12 декември и към 21 часа на 24 януари. Тя е видима в зимните нощи в северното полукълбо и през летните нощи в южното полукълбо.[3] В южното полукълбо това е първата ярка звезда на Орион, която се вижда при изгряването на съзвездието.[6] Звездата е връх в Зимен кръг – астеризъм, включващ Капела, Алдебаран, Процион, Сириус и Полукс. Ригел е видима екваторна навигационни звезда, бидейки лесно видима от всички океани на Земята (с изключение на областта отвъд 8° на Северния полюс).[7]

Спектралният клас на Ригел е определяща точка в класификационната последователност на свръхгигантите.[8][9] Общият спектър е типичен за звезда от късен клас B, със силни абсорбционни линии на водородната серия на Балмър и неутрални хелиеви линии, както и някои линии на по-тежки елементи като кислород, калций и магнезий.[10]

Чрез наблюдения на променливите спектрални линии на Ригел, е оценено, че загубата на маса на звездата вследствие звезден вятър, е (1,5 ± 0,4)×10−7 слънчеви маси на година – около 10 милиона пъти повече от загубите на самото Слънце.[11]

Звездна система

[редактиране | редактиране на кода]

Звездната система на Ригел съдържа поне четири компонента. Синият главен свръхгигант (Ригел A) има придружител, който вероятно е близка тройна звездна система. Спекулира се наличието на пети компонент в лицето на по-бледа и далечна звезда.

Уилям Хершел открива, че Ригел включва повече от една звезда на 1 октомври 1781 г., каталогизирайки я като звезда 33 в своя „Каталог на двойните звезди“.[12] Фридрих Георг Вилхелм фон Струве първи измерва относителната позиция на компаньона през 1822 г., обозначавайки видимата двойка като Σ 668.[13][14] Вторичната звезда често се нарича Ригел B или β Orionis B. Ъгловото разстояние на Ригел B от Ригел A е 9,5 арксекунди на юг по позиционния ъгъл 204°.[15][16] Общата разлика в яркостта ѝ спрямо Ригел A (около 6,6 величини или 440 пъти по-бледа) я прави предизвикателна цел за телескопите с апертура по-малка от 15 cm.[17]

При изчисленото разстояние до Ригел, минималното разделя на Ригел B от Ригел A е над 2200 астрономически единици. От откриването ѝ, не са засечени признаци на орбитално движение, макар и двете звезди да споделят сходно общо собствено движение.[18][19] Двойката може би има приблизителен орбитален период от около 24 000 години.[20] Данните от космическата обсерватория Gaia дават в известна степен несигурен паралакс за Ригел B, поставяйки я на 1100 светлинни години.

През 1871 г. Шербърн Уесли Бърнам започва да подозира, че Ригел B е двойна звезда, а през 1878 г. успява да я отдели на два компонента.[21] Този видим придружител е обозначаван като компонент C (Ригел C) и има измерено разделяне от компонента B, което варира от по-малко от 0,1″ до около 0,3″.[15][21] През 2009 г. спекъл интерферометрия показва двата почти идентични компонента, отделени на 0,124"[22] и с видими величини 7,5 и 7,6.[15] Изчисленият им орбитален период е 63 години.[20]

Компонентът B е спектроскопична двойна система, проявяваща две серии от спектрални линии, комбинирани в един звезден спектър. Периодичните наблюдавани промени в относителните позиции на тези линии сочат за орбитален период от 9,86 дни. Двата спектроскопични компонента, Ригел Ba и Ригел Bb, не могат да се засекат с оптични телескопи, но се знае, че и двете са горещи звезди от спектрален клас около B9. Тази спектроскопична двойка, заедно с видимия компонент Ригел C, вероятно представлява тройна звездна система.[19]

През 1878 г. Бърнам открива още една вероятно свързана звезда с величина около 13, която обозначава като компонент D.[21] През 2017 г. разделението ѝ от Ригел е 44,5″ при позиционен ъгъл 1°,[15] макар да не е ясно дали тя е физически свързана с Ригел или нейното движение е просто съвпадение. Gaia разкрива, че това вероятно е оранжево джудже, което би имало орбитален период от 250 хиляди години, ако е част от системата на Ригел.[23]

Физични свойства

[редактиране | редактиране на кода]
Относителните размери на Ригел A и Слънцето.

Изчисляването на много физични характеристики на сините свръхгиганти, включително и Ригел, е предизвикателство, поради тяхната рядкост и несигурност относно разстоянието им до Слънцето. Следователно, голяма част от схващанията за техните свойства се основава на теоретични звездни еволюционни модели.[24]

Макар Ригел често да се счита за най-светимата звезда в радиус от 1000 светлинни години около Слънцето,[3][2] излъчваната от нея енергия е слабо изучена. Ако разстоянието до Ригел е 860 светлинни години, то относителната светимост на Ригел би била 120 хиляди пъти по-голяма от тази на Слънцето,[25] а ако разстоянието е 1170 светлинни години (по скорошни оценки), то светимостта на Ригел би била 219 хиляди пъти по-голяма от слънчевата.[26]

През 2018 г. е измерен ъгловият диаметър на звездата – 2,526 mas. След отчитането на потъмняването на краищата на обекта, е получен ъглов момент 2,606 ± 0,009 mas, от което се получава радиус 74,1+6,1
−7,3 R☉.[27]

Маса от 21 ± 3 M☉ при възраст 8 ± 1 млн. години е определена чрез сравняване на еволюционните следи, докато атмосферното моделиране на спектъра дава маса от 24 ± 8 M☉.[26] Съдейки по спектралния клас и цвета, повърхностната температура на Ригел е около 12 100 K.[28]

Ригел е син свръхгигант, който е изразходил водородното си гориво в ядрото, после се е разширил и се е охладил, докато е излизат от главната последователност в горната част на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел.[29][1] Когато звездата се е намирала в главна последователност, нейната температура вероятно е била около 30 хиляди K.[30] Пулсиращите свойства на Ригел подсказват, че тя вероятно е преминала през етапа на червен свръхгигант, след което температурата ѝ се е покачила, за да се превърне за втори път в син свръхгигант – нещо, което се очаква за някои достатъчно големи звезди. Наличието на елементи на повърхността, което се вижда в спектъра на звездата, е съвместимо с тази теория само ако вътрешните зони на конвекция се моделират чрез нехомогенни химични условия.[30] Очаква се, Ригел да свърши като свръхнова тип II.[31] Това е един от най-близките потенциални първообрази на свръхнова до Земята,[25] като се очаква да има максимална видима величина около −11 (приблизително същата яркост като четвъртина Луна).[1]

Сложната изменчивост на Ригел във видимия диапазон се причинява от звездни пулсации, подобни на тези на Денеб. Допълнителните наблюдения на измененията на радиалната ѝ скорост сочат, че тя има едновременни колебания в поне 19 нерадиални режима с периоди, вариращи от 1,2 до 74 дни.[25] Последните модели на звездната еволюция предполагат, че пулсациите се захранват от ядрени реакции в обвивката, където се изгаря водород и е поне частично неконвективна. Също така е възможно звездата да синтезира хелий в ядрото си.[31]

Поради близостта им един до друг и неяснотите в спектъра им, за индивидуалните свойства на членовете на тройната система Ригел AB се знае твърде малко. Смята се, че и трите звезди са със сравнително еднаква температура и са звезди от главна последователност от тип B с маса 3 – 4 пъти по-голяма от слънчевата.[20]

Източници

[редактиране | редактиране на кода]
  1. ↑ а б в Guinan, E. F. и др. Times-Series Photometry & Spectroscopy of the Bright Blue Supergiant Rigel: Probing the Atmosphere and Interior of a SN II Progenitor // Proceedings of the International Astronomical Union 5. 2010. DOI:10.1017/S1743921310009798. с. 359.
  2. ↑ а б Burnham, Robert. Burnham's Celestial Handbook, Volume Two: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. Courier Corporation, 15 април 2013. ISBN 978-0-486-31793-9. с. 1299–.
  3. ↑ а б в Schaaf, Fred. The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars. Wiley, 31 март 2008. ISBN 978-0-470-24917-8. с. 159 – 62, 257.
  4. ↑ The Colour of Stars // Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 21 December 2004. Архивиран от оригинала на 2020-02-06. Посетен на 28 юни 2014.
  5. ↑ Universe: The Definitive Visual Guide. Dorling Kindersley Limited, 1 октомври 2012. ISBN 978-1-4093-2825-4. с. 390–.
  6. ↑ Ellyard, David, Tirion, Wil. The Southern Sky Guide. 3rd. Port Melbourne, Victoria, Cambridge University Press, 2008, [1993]. ISBN 978-0-521-71405-1. с. 58 – 59.
  7. ↑ Kerigan, Thomas. 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. Baldwin and Cradock, 1835. с. 132–.
  8. ↑ Morgan, W. W., Abt, Helmut A., Tapscott, J. W. Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun. 1978.
  9. ↑ Morgan, W. W. и др. Revised Standards for Supergiants on the System of the Yerkes Spectral Atlas // The Astrophysical Journal 112. 1950. DOI:10.1086/145351. с. 362.
  10. ↑ ASTR 1040 // Архивиран от оригинала на 1 февруари 2019. Посетен на 31 януари 2019.
  11. ↑ Chesneau, O. и др. Time, spatial, and spectral resolution of the Hα line-formation region of Deneb and Rigel with the VEGA/CHARA interferometer // Astronomy and Astrophysics 521. 2010. DOI:10.1051/0004-6361/201014509. с. A5.
  12. ↑ Herschel, Mr. и др. Catalogue of Double Stars. By Mr. Herschel, F. R. S. Communicated by Dr. Watson, Jun // Philosophical Transactions of the Royal Society of London 72. 1 януари 1782. DOI:10.1098/rstl.1782.0014. с. 112 – 162 [128]. Архивиран от оригинала на 3 май 2019. Посетен на 23 януари 2020. Read January 10, 1782
  13. ↑ Struve, Friedrich Georg Wilhelm. Catalogus novus stellarum duplicium et multiplicium maxima ex parte in Specula Universitatis Caesareae Dorpatensis per magnum telescopium achromaticum Fraunhoferi detectarum. J.C. Schuenmann, 1827.
  14. ↑ Webb, T. W. Celestial Objects for Common Telescopes. Longmans, Green and Co., London, 1917. с. 218. Архивиран от оригинала. Посетен на 7 март 2019.
  15. ↑ а б в г Mason, Brian D. и др. The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog // The Astronomical Journal 122 (6). December 2001. DOI:10.1086/323920. с. 3466 – 3471. Архивиран от оригинала на 14 март 2016. Посетен на 13 март 2016.
  16. ↑ Bakich, Michael E. 1,001 Celestial Wonders to See Before You Die. Springer, 2010. ISBN 9781441917775. с. 434. Архивиран от оригинала. Посетен на 1 февруари 2019.
  17. ↑ Sanford, Roscoe F. The Spectrographic Orbit of the Companion to Rigel // The Astrophysical Journal 95. 1942. DOI:10.1086/144412. с. 421.
  18. ↑ Jedicke, Peter. Regal Rigel // The New Cosmos. Waukesha, Kalmbach Books, 1992. с. 48 – 53.
  19. ↑ а б Spectroscopic Binary Catalogue (SB9) // D.Pourbaix. Архивиран от оригинала на 13 март 2016. Посетен на 13 март 2016.
  20. ↑ а б в Tokovinin, A. A. MSC – a catalogue of physical multiple stars // Astronomy & Astrophysics Supplement Series 124. 1997. DOI:10.1051/aas:1997181. с. 75 – 84. Архивиран от оригинала на 2020-10-02.
  21. ↑ а б в Burnham, S.W. A General Catalogue of the Double Stars discovered by S. W. Burnham from 1871 to 1899, arranged in order of Right Ascension. // Publications of the Yerkes Observatory 1. 1900. с. 59 – 60.
  22. ↑ Mason, Brian D. и др. The High Angular Resolution Multiplicity of Massive Stars // The Astronomical Journal 137 (2). 2009. DOI:10.1088/0004-6256/137/2/3358. с. 3358.
  23. ↑ Rigel // 26 септември 2009. Архивиран от оригинала на 22 април 2019. Посетен на 1 февруари 2019.
  24. ↑ Demarque, P. и др. YREC: the Yale rotating stellar evolution code // Astrophysics and Space Science 316 (1 – 4). August 2008. ISBN 9781402094408. DOI:10.1007/s10509-007-9698-y. с. 31 – 41.
  25. ↑ а б в Moravveji, Ehsan и др. Asteroseismology of the nearby SN-II Progenitor: Rigel. Part I. The MOST High-precision Photometry and Radial Velocity Monitoring // The Astrophysical Journal 747 (1). март 2012. DOI:10.1088/0004-637X/747/2/108. с. 108 – 115.
  26. ↑ а б Przybilla, N. и др. Quantitative spectroscopy of BA-type supergiants // Astronomy and Astrophysics 445 (3). януари 2006. DOI:10.1051/0004-6361:20053832. с. 1099 – 1126.
  27. ↑ Baines, Ellyn K. и др. Fundamental parameters of 87 stars from the Navy Precision Optical Interferometer // The Astronomical Journal 155 (1). 2017. DOI:10.3847/1538-3881/aa9d8b. с. 16.
  28. ↑ Przybilla, N. Mixing of CNO-cycled matter in massive stars // Astronomy and Astrophysics 517. 2010. DOI:10.1051/0004-6361/201014164. с. A38.
  29. ↑ Seeds, Michael A., Backman, Dana. Foundations of Astronomy. Cengage Learning, 1 януари 2015. ISBN 978-1-305-56239-4. с. 274–.
  30. ↑ а б Georgy, Cyril и др. The puzzle of the CNO abundances of α Cygni variables resolved by the Ledoux criterion // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 439. 2014. DOI:10.1093/mnrasl/slt165. с. L6–L10.
  31. ↑ а б Moravveji, Ehsan и др. Asteroseismology of the nearby SN-II Progenitor: Rigel. Part II. ε-mechanism Triggering Gravity-mode Pulsations? // The Astrophysical Journal 749 (1). април 2012. DOI:10.1088/0004-637X/749/1/74. с. 74 – 84.