Rigel - Rigel

Rigel
	Rigel dans la constellation d'Orion (entouré)
Données d'observation Époque J2000.0 Equinox J2000.0;
Constellation	Orion
Prononciation	/ R aɪ dʒ əl / ou / - ɡ əl /
	UNE
Ascension droite	05 h 14 m 32.27210 s
Déclinaison	−08° 12′ 05.8981″
Magnitude apparente (V)	0,13 (0,05-0,18)
	avant JC
Ascension droite	05 h 14 m 32.049 s
Déclinaison	−08° 12′ 14.78″
Magnitude apparente (V)	6,67 (7,5/7,6)
Caractéristiques
UNE
Stade évolutif	Supergéante bleue
Type spectral	B8 Ia
Indice de couleur U−B	−0.66
Indice de couleur B−V	−0,03
Type de variable	Alpha Cygni
avant JC
Stade évolutif	Séquence principale
Type spectral	B9V + B9V
Astrométrie
Vitesse radiale (R v )	17,8 ± 0,4 km/s
Mouvement correct (μ)	RA : +1,31 mas / an ; Déc. : +0,50 mas / an
Parallaxe (π)	3.2352 ± 0,0553 mas
Distance	863 ly ; (264 pièces )
Magnitude absolue (M V )	–7.84
Orbite
Primaire	UNE
Un compagnon	avant JC
Période (P)	24 000 ans
Orbite
Primaire	Ba
Un compagnon	Sib
Période (P)	9.860 jours
Excentricité (e)	0,1
Semi-amplitude (K 1 ) ; (primaire)	25,0 km/s
Semi-amplitude (K 2 ) ; (secondaire)	32,6 km/s
Orbite
Primaire	B
Un compagnon	C
Période (P)	63 ans
Des détails
UNE
Masse	21 ± 3 M ☉
Rayon	78,9 ± 7,4 R ☉
Luminosité (bolométrique)	1,20+0.25 ; −0.21×10 5 L ☉
Gravité de surface (log g )	1,75 ± 0,10 cg
Température	12 100 ± 150 K
Metallicité [Fe/H]	−0,06 ± 0,10 dex
Vitesse de rotation ( v sin i )	25 ± 3 km/s
Âge	8 ± 1 Myr
Ba
Masse	3,84 M ☉
Sib
Masse	2,94 M ☉
C
Masse	3,84 M ☉
Autres désignations
	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
Références de la base de données
SIMBAD	Rigel
	Rigel B

Rigel , désigné Orionis ( latinisé en Beta Orionis , abrégé Beta Ori , β Ori ), est une étoile supergéante bleue dans la constellation d' Orion , à environ 860 années-lumière (260 pc ) de la Terre. Rigel est le composant le plus brillant et le plus massif – et l' éponyme – d'un système stellaire d'au moins quatre étoiles qui apparaît comme un seul point de lumière bleu-blanc à l' œil nu . Étoile de type spectral B8Ia, Rigel est estimée entre 61 500 et 363 000 fois plus lumineuse que le Soleil et 18 à 24 fois plus massive , selon la méthode et les hypothèses utilisées. Son rayon est plus de soixante-dix fois celui du Soleil et sa température de surface est12 100 K . En raison de son vent stellaire , la perte de masse de Rigel est estimée à dix millions de fois celle du Soleil. Avec un âge estimé de sept à neuf millions d'années, Rigel a épuisé son carburant d'hydrogène de base, s'est développé et refroidi pour devenir une supergéante . On s'attend à ce qu'elle finisse sa vie en tant que supernova de type II , laissant une étoile à neutrons ou un trou noir comme vestige final, selon la masse initiale de l'étoile.

Rigel varie légèrement en luminosité, sa magnitude apparente allant de 0,05 à 0,18. Il est classé comme variable Alpha Cygni en raison de l'amplitude et de la périodicité de sa variation de luminosité, ainsi que de son type spectral. Sa variabilité intrinsèque est causée par les pulsations de son atmosphère instable. Rigel est généralement la septième étoile la plus brillante du ciel nocturne et l'étoile la plus brillante d'Orion, bien qu'elle soit parfois éclipsée par Bételgeuse , qui varie sur une plus grande plage.

Un système triple étoile est séparé de Rigel par 9,5 secondes d'arc . Il a une magnitude apparente de 6,7, ce qui le rend 1/400e aussi brillant que Rigel. Deux étoiles du système peuvent être vues par de grands télescopes, et la plus brillante des deux est un binaire spectroscopique . Ces trois étoiles sont toutes des étoiles de la séquence principale bleu-blanc , chacune trois à quatre fois plus massive que le Soleil. Rigel et le système triple orbitent autour d'un centre de gravité commun avec une période estimée à 24 000 ans. Les étoiles intérieures du système triple orbitent l'une autour de l'autre tous les 10 jours, et l'étoile extérieure orbite autour de la paire intérieure tous les 63 ans. Une étoile beaucoup plus faible, séparée de Rigel et des autres par près d'une minute d'arc , peut faire partie du même système stellaire.

Nomenclature

Orion , avec Rigel en bas à droite, aux longueurs d'onde optiques plus la raie spectrale Hα ( hydrogène-alpha ) pour accentuer les nuages de gaz

En 2016, l' Union astronomique internationale (UAI) a inclus le nom « Rigel » dans le catalogue IAU des noms d'étoiles. Selon l'IAU, ce nom propre ne s'applique qu'à la composante primaire A du système Rigel. Dans historiques des catalogues astronomiques , le système est répertorié différemment comme H II 33, Σ 668, β 555, ou ADS 3823. Par souci de simplicité, les compagnons de Rigel sont appelés Rigel B, C et D; l'AIU décrit ces noms comme des « surnoms utiles » qui sont « non officiels ». Dans les catalogues complets modernes, l'ensemble du système à étoiles multiples est connu sous le nom de WDS 05145-0812 ou CCDM 05145-0812.

La désignation de Rigel comme β Orionis ( latinisée en Beta Orionis) a été faite par Johann Bayer en 1603. La désignation « bêta » est généralement donnée à la deuxième étoile la plus brillante de chaque constellation, mais Rigel est presque toujours plus brillante que α Orionis ( Bételgeuse ). L'astronome James B. Kaler a émis l' hypothèse que Rigel a été désigné par Bayer au cours d'une rare période où il a été éclipsé par l'étoile variable Bételgeuse, ce qui a valu à cette dernière d'être désignée « alpha » et Rigel désignée « bêta ». Bayer n'a pas strictement ordonné les étoiles par luminosité, les regroupant plutôt par magnitude. Rigel et Bételgeuse étaient tous deux considérés comme appartenant à la première classe de magnitude, et dans Orion, les étoiles de chaque classe auraient été ordonnées du nord au sud. Rigel est inclus dans le Catalogue général des étoiles variables , mais comme il a déjà une désignation Bayer, il n'a pas de désignation distincte d'étoile variable .

Rigel a de nombreuses autres désignations stellaires tirées de divers catalogues, y compris la désignation Flamsteed 19 Orionis (19 Ori), l' entrée Bright Star Catalogue HR 1713 et le numéro de catalogue Henry Draper HD 34085. Ces désignations apparaissent fréquemment dans la littérature scientifique, mais rarement. dans l'écriture populaire.

Observation

Rigel A et Rigel B tels qu'ils apparaissent dans un petit télescope

Rigel est une étoile variable intrinsèque avec une magnitude apparente allant de 0,05 à 0,18. C'est généralement la septième étoile la plus brillante de la sphère céleste , à l'exclusion du Soleil, bien que parfois plus faible que Bételgeuse. Il est plus faible que Capella , qui peut également varier légèrement en luminosité. Rigel apparaît légèrement bleu-blanc et a un indice de couleur BV de -0,06. Il contraste fortement avec la Bételgeuse rougeâtre.

Culminant chaque année à minuit le 12 décembre et à 21h00 le 24 janvier, Rigel est visible les soirs d'hiver dans l' hémisphère nord et les soirs d'été dans l' hémisphère sud . Dans l'hémisphère sud, Rigel est la première étoile brillante d'Orion visible à mesure que la constellation s'élève. En conséquence, c'est aussi la première étoile d'Orion à se coucher dans la majeure partie de l'hémisphère nord. L'étoile est un sommet de "l' Hexagone d'Hiver ", un astérisme qui comprend Aldebaran , Capella, Pollux , Procyon et Sirius . Rigel est une étoile de navigation équatoriale de premier plan , étant facilement localisée et facilement visible dans tous les océans du monde (à l'exception de la zone au nord du 82e parallèle nord ).

Spectroscopie

Le type spectral de Rigel est un point déterminant de la séquence de classification des supergéantes. Le spectre global est typique d'une étoile de classe B tardive , avec de fortes raies d' absorption de la série Balmer à hydrogène ainsi que des raies neutres de l'hélium et certains éléments plus lourds tels que l'oxygène, le calcium et le magnésium. La classe de luminosité des étoiles B8 est estimée à partir de la force et de l'étroitesse des raies spectrales de l'hydrogène, et Rigel est attribué à la classe supergéante brillante Ia. Des variations dans le spectre ont entraîné l'attribution de différentes classes à Rigel, telles que B8 Ia, B8 Iab et B8 Iae.

Dès 1888, la vitesse radiale héliocentrique de Rigel, estimée à partir des décalages Doppler de ses raies spectrales, variait. Ceci a été confirmé et interprété à l'époque comme étant dû à un compagnon spectroscopique avec une période d'environ 22 jours. La vitesse radiale a depuis été mesurée pour varier d'environ10 km/s autour d'une moyenne de21,5 km/s .

En 1933, la raie Hα du spectre de Rigel s'est révélée anormalement faible et décalée0,1 nm vers des longueurs d'onde plus courtes, alors qu'il y avait un pic d'émission étroit d' environ1,5 nm du côté des grandes longueurs d'onde de la raie d'absorption principale. Ceci est maintenant connu sous le nom de profil P Cygni d' après une étoile qui montre fortement cette caractéristique dans son spectre. Elle est associée à une perte de masse où il y a simultanément émission d'un vent dense proche de l'étoile et absorption de la matière circumstellaire en expansion loin de l'étoile.

On observe que le profil inhabituel de la raie Hα varie de façon imprévisible. Environ un tiers du temps, il s'agit d'une ligne d'absorption normale. Environ un quart du temps, il s'agit d'une raie à double pic, c'est-à-dire une raie d'absorption avec un noyau d'émission ou une raie d'émission avec un noyau d'absorption. Environ un quart du temps, il a un profil P Cygni ; la plupart du temps, la ligne a un profil P Cygni inverse, où la composante d'émission est du côté de la courte longueur d'onde de la ligne. Rarement, il existe une raie d'émission pure Hα. Les changements de profil de ligne sont interprétés comme des variations de la quantité et de la vitesse du matériau expulsé de l'étoile. Des sorties occasionnelles à très grande vitesse ont été inférées et, plus rarement, des chutes de matière. L'image globale est celle de grandes structures en boucle provenant de la photosphère et entraînées par des champs magnétiques.

Variabilité

Rigel est connu pour sa luminosité variable depuis au moins 1930. La faible amplitude de la variation de luminosité de Rigel nécessite une détection fiable de la photométrie photoélectrique ou CCD . Cette variation de luminosité n'a pas de période évidente. Des observations sur 18 nuits en 1984 ont montré des variations aux longueurs d'onde rouges, bleues et jaunes allant jusqu'à 0,13 magnitudes sur des échelles de temps de quelques heures à plusieurs jours, mais encore une fois aucune période claire. L' indice de couleur de Rigel varie légèrement, mais cela n'est pas significativement corrélé avec ses variations de luminosité.

D'après l'analyse de la photométrie du satellite Hipparcos , Rigel est identifié comme appartenant à la classe d'étoiles variables Alpha Cygni , définie comme « des supergéantes non pulsées radialement des types spectraux Bep-AepIa ». Dans ces types spectraux, le « e » indique qu'il affiche des raies d'émission dans son spectre, tandis que le « p » signifie qu'il a une particularité spectrale non spécifiée. Les variables de type Alpha Cygni sont généralement considérées comme irrégulières ou à quasi-périodes . Rigel a été ajouté au Catalogue général des étoiles variables dans la 74e liste de noms d'étoiles variables sur la base de la photométrie Hipparcos, qui a montré des variations avec une amplitude photographique de 0,039 magnitude et une période possible de 2,075 jours. Rigel a été observé avec le satellite canadien MOST pendant près de 28 jours en 2009. Des variations de magnitude millimétrique ont été observées et des changements graduels de flux suggèrent la présence de modes de pulsation à longue période. mais Rigel est une ambiance très chaude.

Perte de masse

A partir des observations de la raie spectrale Hα variable, le taux de perte de masse de Rigel dû au vent stellaire est estimé être (1,5 ± 0,4) × 10 ⁻⁷ masses solaires par an ( M _☉ /an)—environ dix millions de fois plus que le taux de perte de masse du Soleil . Des observations spectroscopiques optiques et infrarouges plus détaillées en bande K , ainsi que l' interférométrie VLTI , ont été prises de 2006 à 2010. L'analyse des profils des raies Hα et Hγ , et la mesure des régions produisant les raies, montrent que le vent stellaire de Rigel varie considérablement en structure et force. Des structures en boucle et en bras ont également été détectées dans le vent. Les calculs de perte de masse à partir de la ligne Hγ donnent(9,4 ± 0,9) × 10 ⁻⁷ M _☉ /an en 2006-7 et(7,6 ± 1,1) × 10 ⁻⁷ M _☉ /an en 2009-2010. Les calculs utilisant la ligne Hα donnent des résultats inférieurs, environ1,5 × 10 ^-7 M _☉ / an . La vitesse terminale du vent est300 km/s . On estime que Rigel a perdu environ trois masses solaires ( M _☉ ) depuis le début de sa vie en tant qu'étoile de24 ± 3 M _☉ sept à il y a neuf millions d' années.

Distance

Une étoile bleu-blanc très brillante avec des étoiles plus faibles près d'une bande de nébulosité bien définie

Rigel et nébuleuse par réflexion IC 2118 en Eridanus . Rigel B n'est pas visible dans l'éclat de l'étoile principale.

La distance de Rigel au Soleil est quelque peu incertaine, différentes estimations étant obtenues par différentes méthodes. La nouvelle réduction Hipparcos 2007 de la parallaxe de Rigel est3,78 ± 0,34 mas , soit une distance de 863 années-lumière (265 parsecs) avec une marge d'erreur d'environ 9 %. Rigel B, généralement considéré comme physiquement associé à Rigel et à la même distance, a une parallaxe Gaia Data Release 2 de2,9186 ± 0,0761 mas , suggérant une distance d'environ 1 100 années-lumière (340 parsecs). Cependant, les mesures de cet objet peuvent ne pas être fiables.

Des méthodes d'estimation de distance indirecte ont également été employées. Par exemple, on pense que Rigel se trouve dans une région de nébulosité , son rayonnement éclairant plusieurs nuages proches. Le plus notable d'entre eux est l' IC 2118 (nébuleuse de la tête de sorcière), longue de 5° , située à une séparation angulaire de 2,5° de l'étoile, ou à une distance projetée de 39 années-lumière (12 parsecs). D'après les mesures d'autres étoiles encastrées dans des nébuleuses, la distance d' IC 2118 est estimée à 949 ± 7 années-lumière (291 ± 2 parsecs).

Rigel est un membre éloigné de l' association Orion OB1 , qui est située à une distance pouvant atteindre 1 600 années-lumière (500 parsecs) de la Terre. C'est un membre de l'association Taurus-Orion R1 vaguement définie , un peu plus proche à 1 200 années-lumière (360 parsecs). On pense que Rigel est considérablement plus proche que la plupart des membres d'Orion OB1 et de la nébuleuse d'Orion . Bételgeuse et Saiph se trouvent à une distance similaire de Rigel, bien que Bételgeuse soit une étoile en fuite avec une histoire complexe et pourrait s'être formée à l'origine dans le corps principal de l'association.

Système stellaire

Rigel

Séparation = 9,5 "
Période = 24 000 y

Ba

Séparation=0.58 mas
Période=9.860 jours

Sib

Séparation=0,1 "
Période = 63 y

C

Schéma hiérarchique des composants de Rigel

Le système stellaire dont Rigel fait partie comporte au moins quatre composants. Rigel (parfois appelé Rigel A pour se distinguer des autres composants) a un compagnon visuel , qui est probablement un système à trois étoiles proche. Une étoile plus faible à une séparation plus large pourrait être un cinquième composant du système Rigel.

William Herschel a découvert que Rigel était une étoile double visuelle le 1er octobre 1781, la cataloguant comme étoile 33 dans la "seconde classe d'étoiles doubles" dans son Catalogue d'étoiles doubles, généralement abrégé en H II 33, ou comme H 2 33 dans le Catalogue Washington Double Étoile. Friedrich Georg Wilhelm von Struve a mesuré pour la première fois la position relative du compagnon en 1822, cataloguant la paire visuelle comme 668. L'étoile secondaire est souvent appelée Rigel B ou β Orionis B. La séparation angulaire de Rigel B de Rigel A est de 9,5 secondes d'arc vers son sud le long de l' angle de position 204°. Bien qu'elle ne soit pas particulièrement faible à une magnitude visuelle de 6,7, la différence globale de luminosité par rapport à Rigel A (environ 6,6 magnitudes ou 440 fois plus faible) en fait une cible difficile pour les ouvertures de télescope inférieures à 15 cm (6 pouces).

À la distance estimée de Rigel, la séparation projetée de Rigel B de Rigel A est de plus de 2 200 unités astronomiques (UA). Depuis sa découverte, il n'y a eu aucun signe de mouvement orbital, bien que les deux étoiles partagent un mouvement propre commun similaire . La paire aurait une période orbitale estimée à 24 000 ans. Gaia Data Release 2 (DR2) contient une parallaxe quelque peu peu fiable pour Rigel B, la plaçant à environ 1 100 années-lumière (340 parsecs), plus loin que la distance Hipparcos pour Rigel, mais similaire à l'association Taurus-Orion R1. Il n'y a pas de parallaxe pour Rigel dans Gaia DR2. Les mouvements propres Gaia DR2 pour Rigel B et les mouvements propres Hipparcos pour Rigel sont tous deux petits, bien que pas tout à fait les mêmes.

En 1871, Sherburne Wesley Burnham soupçonna Rigel B d'être un système binaire, et en 1878, il le résolva en deux composants. Ce compagnon visuel est désigné comme composant C (Rigel C), avec une séparation mesurée du composant B qui varie de moins de0,1″ à environ0.3″ . En 2009, l'interférométrie de speckle a montré les deux composants presque identiques séparés par0,124″ , avec des magnitudes visuelles de 7,5 et 7,6, respectivement. Leur période orbitale estimée est de 63 ans. Burnham a répertorié le système multiple Rigel comme β 555 dans son catalogue à double étoile ou BU 555 dans l'utilisation moderne.

Le composant B est un système binaire spectroscopique à double raie , qui montre deux ensembles de raies spectrales combinées au sein de son spectre stellaire unique . Les changements périodiques observés dans les positions relatives de ces lignes indiquent une période orbitale de 9,86 jours. Les deux composantes spectroscopiques Rigel Ba et Rigel Bb ne peuvent pas être résolues dans les télescopes optiques mais sont connues pour être toutes deux des étoiles chaudes de type spectral autour de B9. Ce binaire spectroscopique, ainsi que la composante visuelle proche Rigel C, est probablement un système physique d'étoiles triples, bien que Rigel C ne puisse pas être détecté dans le spectre, ce qui est incompatible avec sa luminosité observée.

En 1878, Burnham trouva une autre étoile possiblement associée d'environ 13e magnitude. Il l'a répertorié comme composant D du 555, bien qu'il ne soit pas clair s'il est physiquement lié ou s'il s'agit d'un alignement coïncident. Sa séparation en 2017 de Rigel a été44,5 ″ , presque plein nord à un angle de position de 1°. Gaia DR2 trouve qu'il s'agit d'une étoile solaire de magnitude 12 à environ la même distance que Rigel. Probablement une étoile de la séquence principale de type K , cette étoile aurait une période orbitale d'environ 250 000 ans, si elle faisait partie du système Rigel. Un compagnon spectroscopique de Rigel a été signalé sur la base des variations de vitesse radiale, et son orbite a même été calculée, mais des travaux ultérieurs suggèrent que l'étoile n'existe pas et que les pulsations observées sont intrinsèques à Rigel lui-même.

Caractéristiques physiques

Place de Rigel en haut au centre du diagramme de Hertzsprung-Russell

Rigel est une supergéante bleue qui a épuisé le carburant hydrogène dans son noyau, s'est dilaté et refroidi en s'éloignant de la séquence principale à travers la partie supérieure du diagramme de Hertzsprung-Russell . Lorsqu'il était sur la séquence principale, sa température effective aurait été d'environ30 000 K . La variabilité complexe de Rigel aux longueurs d'onde visuelles est causée par des pulsations stellaires similaires à celles de Deneb . D'autres observations des variations de vitesse radiale indiquent qu'elle oscille simultanément dans au moins 19 modes non radiaux avec des périodes allant d'environ 1,2 à 74 jours.

L'estimation de nombreuses caractéristiques physiques des étoiles supergéantes bleues, y compris Rigel, est difficile en raison de leur rareté et de l'incertitude quant à leur distance du Soleil. A ce titre, leurs caractéristiques sont principalement estimées à partir de modèles théoriques d' évolution stellaire . Sa température effective peut être estimée à partir du type spectral et de la couleur à environ12 100 K . Une masse de21 ± 3 M _☉ à l'âge de8 ± 1 millions d'années ont été estimées en comparant les traces évolutives, tandis que la modélisation atmosphérique à partir du spectre donne une masse de24 ± 8 M _☉ .

Bien que Rigel soit souvent considérée comme l'étoile la plus lumineuse à moins de 1 000 années-lumière du Soleil, sa production d'énergie est mal connue. En utilisant la distance Hipparcos de 860 années-lumière (264 parsecs), la luminosité relative estimée pour Rigel est environ 120 000 fois celle du Soleil ( L _☉ ), mais une autre distance récemment publiée de 1 170 ± 130 années-lumière (360 ± 40 parsecs ) suggère une luminosité encore plus élevée de 219 000 L _☉ . D' autres calculs basés sur des modèles d' évolution stellaire théoriques de l' atmosphère de Rigel donner aux luminosités partout entre 83000 L _☉ et 363000 L _☉ , tout en additionnant les distribution d'énergie spectrale de photométrie historique avec la distance Hipparcos suggère une luminosité aussi bas que61515 ± 11486 L _☉ . Une étude de 2018 utilisant l' interféromètre optique de précision Navy a mesuré le diamètre angulaire comme2,526 m . Après correction de l' assombrissement des membres , le diamètre angulaire s'avère être2,606 ± 0,009 mas , ce qui donne un rayon de74,1+6,1
−7,3 R _☉ . Une mesure plus ancienne du diamètre angulaire donne2,75 ± 0,01 mas , équivalent à un rayon de 78,9 R _☉ à264 pièces . Ces rayons sont calculés en supposant la distance Hipparcos de264 pièces ; adopter une distance de360 pc conduit à une taille nettement plus grande.

En raison de leur proximité et de l'ambiguïté du spectre, on sait peu de choses sur les propriétés intrinsèques des membres du système triple Rigel BC. Les trois étoiles semblent être des étoiles de la séquence principale de type B presque aussi chaudes qui sont trois à quatre fois plus massives que le Soleil.

Évolution

Les modèles d' évolution stellaire suggèrent que les pulsations de Rigel sont alimentées par des réactions nucléaires dans une coquille brûlant de l'hydrogène qui est au moins partiellement non convective. Ces pulsations sont plus fortes et plus nombreuses dans les étoiles qui ont évolué à travers une phase de supergéante rouge puis ont augmenté en température pour redevenir une supergéante bleue. Cela est dû à la diminution de la masse et à l'augmentation des niveaux de produits de fusion à la surface de l'étoile.

Rigel est susceptible de fusionner de l'hélium dans son noyau. En raison de la forte convection d'hélium produite dans le noyau alors que Rigel était sur la séquence principale et dans la coquille brûlant de l'hydrogène depuis qu'elle est devenue une supergéante, la fraction d'hélium à la surface est passée de 26,6 % lorsque l'étoile s'est formée à 32 % maintenant . Les abondances de surface de carbone, d'azote et d'oxygène observées dans le spectre ne sont compatibles avec une étoile supergéante post-rouge que si ses zones de convection internes sont modélisées à l'aide de conditions chimiques non homogènes connues sous le nom de critères de Ledoux .

Rigel devrait finir sa vie stellaire en tant que supernova de type II . C'est l'un des progéniteurs potentiels de supernova les plus proches de la Terre, et on s'attendrait à ce qu'il ait une magnitude apparente maximale d'environ-11 (environ la même luminosité qu'un quart de Lune ou environ 300 fois plus brillante que Vénus n'en a jamais.) La supernova laisserait derrière elle soit un trou noir, soit une étoile à neutrons.

Étymologie et signification culturelle

Orion illustré dans une copie d' Abd al-Rahman al-Sufi du Livre des étoiles fixes . Le pied de gauche est annoté rijl al-jauza al-yusra , le nom arabe dont est dérivé Rigel .

Le premier enregistrement connu du nom Rigel se trouve dans les tables d'Alfonsine de 1521. Il est dérivé du nom arabe Rijl Jauzah al Yusrā , "la jambe gauche (pied) de Jauzah" (c'est-à-dire rijl signifiant "jambe, pied"), qui peut être attribuée au 10ème siècle. "Jauzah" était un nom propre pour Orion ; un autre nom arabe était رجل الجبار rijl al-jabbār , « le pied du grand », d'où découlent les noms de variantes rarement utilisés Algebar ou Elgebar . Les tables d'Alphonsine ont vu son nom se scinder en « Rigel » et « Algebar », avec la note, et dicitur Algebar. Nominatur etiam Rigel. Les orthographes alternatives du 17ème siècle incluent Regel par l'astronome italien Giovanni Battista Riccioli , Riglon par l'astronome allemand Wilhelm Schickard , et Rigel Algeuze ou Algibbar par l'érudit anglais Edmund Chilmead .

Avec la constellation représentant le chasseur mythologique grec Orion , Rigel est son genou ou (comme son nom l'indique) son pied ; avec l'étoile voisine Beta Eridani marquant le repose-pieds d'Orion. Rigel est vraisemblablement l'étoile connue sous le nom de « l'orteil d' Aurvandil » dans la mythologie nordique . Aux Caraïbes, Rigel représentait la jambe coupée de la figure folklorique des Trois Rois , elle-même représentée par les trois étoiles de la Ceinture d'Orion. La jambe avait été coupée avec un coutelas par la jeune fille Bįhi (Sirius). Les Lacandons du sud du Mexique la connaissaient sous le nom de tunnel (« petit pic »).

Rigel était connu sous le nom de Yerrerdet-kurrk par les Wotjobaluk koori du sud-est de l'Australie, et considéré comme la belle-mère de Totyerguil ( Altair ). La distance entre eux signifiait le tabou empêchant un homme d'approcher sa belle-mère. Le peuple indigène Boorong du nord-ouest de Victoria a nommé Rigel Collowgullouric Warepil . Le peuple Wardaman du nord de l'Australie connaît Rigel comme le chef du kangourou rouge Unumburrgu et le chef d'orchestre des cérémonies dans une chanson lorsqu'Orion est haut dans le ciel. Eridanus , le fleuve, marque une ligne d'étoiles dans le ciel qui y mène, et les autres étoiles d'Orion sont ses outils de cérémonie et son entourage. Betelgeuse est Ya-jungin "Owl Eyes Flicking", observant les cérémonies.

Le peuple maori de Nouvelle-Zélande nomma Rigel comme Puanga , qui serait la fille de Rehua ( Antarès ), le chef de toutes les étoiles. Son lever héliaque présage l'apparition de Matariki (les Pléiades ) dans le ciel de l'aube, marquant le nouvel an maori fin mai ou début juin. Le peuple Moriori des îles Chatham , ainsi que certains groupes maoris de Nouvelle-Zélande, marquent le début de leur nouvelle année avec Rigel plutôt que les Pléiades. Puaka est une variante de nom du sud utilisée dans l'île du Sud.

Au Japon, le clan Minamoto ou Genji a choisi Rigel et sa couleur blanche comme symbole, appelant l'étoile Genji-boshi (源氏星), tandis que le clan Taira ou Heike a adopté Bételgeuse et sa couleur rouge. Les deux puissantes familles ont combattu la guerre de Genpei ; les étoiles étaient vues comme se faisant face et séparées seulement par les trois étoiles de la ceinture d' Orion .

Dans la culture moderne

Le MS Rigel était à l'origine un navire norvégien, construit à Copenhague en 1924. Il fut réquisitionné par les Allemands pendant la Seconde Guerre mondiale et coulé en 1944 alors qu'il servait au transport de prisonniers de guerre. Deux navires de l'US Navy ont porté le nom d' USS Rigel . Le SSM-N-6 Rigel était un programme de missiles de croisière pour l' US Navy qui a été annulé en 1953 avant d'être déployé.

Les Rigel Skerries sont une chaîne de petites îles de l' Antarctique , renommée après s'être appelée à l'origine Utskjera. On leur a donné leur nom actuel car Rigel était utilisé comme astrofix . Le mont Rigel , d'une altitude de 1 910 m (6 270 pi), se trouve également en Antarctique.

En raison de sa luminosité et de son nom reconnaissable, Rigel est également un incontournable de la science-fiction. Des représentations fictives de Rigel peuvent être trouvées dans Star Trek , The Hitchhiker's Guide to the Galaxy et bien d'autres livres, films et jeux.

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