Rigel: differenze tra le versioni

Versione delle 11:34, 8 feb 2025

Versione attuale delle 11:37, 17 set 2025

(2 versioni intermedie di 2 utenti non mostrate)

Riga 17:

|declinaz = {{DEC|-08|12|06,89}}<ref name=Simbad/>

|distanza_anniluce = {{M|860|80|ul=ly}}<ref name=vanLeeuwen/>

|lat_galattica = −25,2454ª °<ref name=Simbad/>

|long_galattica = 209,2412ª °<ref name=Simbad/>

|magn_app = +0,13<ref name=Simbad/>

|magn_ass = −7,92<ref name=Moravveji/>

Riga 89:

I margini di incertezza sono tuttavia ampi: basandosi sul calcolo di altri parametri come la [[Gravità di superficie|gravità superficiale]] e sul suo stato evolutivo, Israelian ''et al.'' (1997) hanno ricavato un raggio di 130&nbsp;R_☉<ref name=Israelian>{{cita pubblicazione | autore=G. Israelian | coautori=E. Chentsov, F. Musaev | titolo=The inhomogeneous circumstellar envelope of Rigel (beta Orionis A)| rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno=1997 | volume=290 | pp=521-532 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.290..521I |accesso=18 novembre 2014 }}</ref>. Se fosse posta al centro del [[Sistema solare]], Rigel raggiungerebbe quindi almeno l'orbita di [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]], ma potrebbe addirittura avvicinarsi all'orbita di [[Venere (astronomia)|Venere]], se le stime più alte dovessero rivelarsi corrette.

Sebbene nel corso della sua evoluzione abbia perduto grandi quantità di materiale, Rigel ha una [[massa (fisica)|massa]] diverse volte maggiore di quella del Sole. Secondo uno studio di Przybilla ''et al.'' del 2010, condotto utilizzando modelli teorici delle [[Traccia evolutiva|tracce evolutive]] delle stelle massicce, la massa di Rigel sarebbe pari a {{M|23|ul=masse solari}}<ref name=Moravveji/><ref name=Przybilla>{{cita pubblicazione|autore=N. Przybilla|data=2010|titolo= Mixing of CNO-cycled matter in massive stars|url=http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/09/aa14164-10.pdf|rivista= [[Astronomy and Astrophysics]]|volume= 517|pp=A38|doi=10.1051/0004-6361/201014164}}</ref>; Hohle nel 2010 utilizza diversi modelli evolutivi ottenendo valori compresi fra 11,64 e {{M|19,22|ul=masse solari}}<ref name=Hohle>{{cita pubblicazione|autore=Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. |data=aprile 2010|titolo=Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants|url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ5451356f8643&-out.add=.&-source=J/AN/331/349/single&recno=262|rivista=[[Astronomische Nachrichten]]|volume= 331 |numero=4|p=349|doi=10.1002/asna.200911355}}</ref>; infine Tetzlaff ''et al.'' nel 2011 hanno calcolato la media fra i risultati di diversi modelli evolutivi ottenendo {{M|19,2|0,1|ul=masse solari}}<ref name="Tetz">{{cita pubblicazione|autore=N. Tetzlaff ''et al.''|data=gennaio 2011|titolo=A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun|rivista= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ5451356f8643&-out.add=.&-source=J/MNRAS/410/190/table1&recno=1271|volume= 410|numero=1|pp=190–200190-200|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x}}</ref>.

La massa di Rigel è dunque paragonabile a quella della [[supergigante rossa]] Betelgeuse, sua compagna di costellazione. Tuttavia le due stelle si trovano in due stati evolutivi differenti. Rigel sta probabilmente espandendosi e raffreddandosi in superficie dopo aver terminato l'[[idrogeno]] disponibile nel suo nucleo; in tal caso possiederebbe ora un nucleo inerte di [[elio]] e diventerebbe in futuro una supergigante rossa. Betelgeuse ha invece già raggiunto questa fase. Sebbene sia improbabile, esiste tuttavia anche un'altra possibilità, più remota, che Rigel abbia già superato la fase di supergigante rossa e che sia ridiventata una supergigante blu, cominciando a fondere l'elio in [[carbonio]] nel suo nucleo. In tal caso Rigel sarebbe andata incontro a maggiori perdite di massa rispetto alle ipotesi precedenti e quindi la sua massa attuale sarebbe ridotta a {{M|14|ul=masse solari}}<ref name=Kaler/>.

Riga 96:

Le stelle [[stella gigante|giganti]] e supergiganti, uscendo dalla sequenza principale, aumentano il loro [[volume]]. Per la [[legge di conservazione del momento angolare]], la [[Velocità angolare|velocità di rotazione]] diminuisce. Queste stelle quindi di solito ruotano tanto più lentamente quanto più hanno aumentato il loro volume. Rigel, come tutte le stelle molto calde, quando era all'interno della sequenza principale doveva ruotare molto velocemente, tanto che forse la sua velocità di rotazione era all'[[equatore]] circa 400-{{M|500|ul=km/s}}<ref name=Takeda2>{{cita pubblicazione | autore=Y. Takeda | coautori=K. Sadakane, M. Takada-Hidai | titolo=Profile analysis of He I 6678 in beta Orionis: Rotation, macroturbulence, and He abundance| rivista=Publications of the Astronomical Society of Japan | anno=1995 | volume=47 | pp=307-316 | url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1995PASJ...47..307T&db_key=AST&nosetcookie=1 |accesso=20 novembre 2014 }}</ref>, vicina alla velocità critica, oltre la quale una stella si distruggerebbe. L'eccesso di [[elio]] riscontrato nell'[[atmosfera stellare]] di Rigel è stato spiegato proprio sulla base di questa originaria velocità di rotazione molto elevata: essa dovrebbe infatti avere provocato un rimescolamento dei prodotti del [[Ciclo del carbonio-azoto|ciclo CNO]], quando questa stella si trovava nella sequenza principale<ref name=Takeda2/>.

L'attuale velocità di rotazione di Rigel è molto difficile da determinare, così come lo è in tutte le supergiganti. Le stelle di questo tipo infatti uniscono una velocità di rotazione ridotta, causata dall'aumento di volume, a un'atmosfera estremamente turbolenta e non è semplice separare i movimenti del gas dovuti alla rotazione e quelli dovuti alla turbolenza. Tuttavia, Rigel è stata fatta oggetto di molteplici indagini in questo campo. Gli studi condotti stimano che la [[velocità di rotazione proiettata]] (''v''_eq × ''sin'' ''i'') abbia un valore compreso fra {{M|25|ul=km/s}} e {{M|43|ul=km/s}}<ref name=Przybilla/><ref name=Takeda2/><ref>{{cita pubblicazione | autore=D. F. Gray | titolo=Atmospheric turbulence measured in stars above the main sequence| rivista=Astrophysical Journal | anno=1975 | volume=202 | pp=148-164 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...202..148G |accesso=20 novembre 2014 |doi=10.1086/153960}}</ref>. La velocità di rotazione effettiva di Rigel dipende dall'angolo di inclinazione dell'asse di rotazione della stella rispetto alla nostra linea di vista, che non è conosciuto con precisione. Tuttavia Chesneau ''et al.'' (2010), tramite lo studio delle variazioni della [[linea di emissione|linea]] [[H-alfa|Hα]], sono riusciti a rilevare la presenza di un'omogeneità sulla superficie di Rigel, che li ha portati a speculare che l'asse di rotazione della stella abbia un'alta inclinazione rispetto alla nostra linea di vista<ref name=Chesneau2010 />. Moravveji ''et al.'' (2012) assumono quindi {{TA|60ª° ≤ ''i'' ≤ 90ª °}}<ref name=Moravveji />. Supponendo che il raggio stellare sia 78,9&nbsp;R_☉ e che la velocità di rotazione proiettata sia {{M|25|ul=km/s}}, come indicano due indipendenti studi del [[2010]], allora se ne ricava che se l'asse di inclinazione è inclinato di 60° il [[periodo di rotazione]] è di 137&nbsp;giorni, mentre se l'asse è inclinato di 90°, il periodo è di 158&nbsp;giorni<ref name=Moravveji />. Il periodo di rotazione di Rigel dovrebbe essere quindi compreso fra questi due valori.

=== Vento stellare ===

Riga 137:

Per quanto riguarda HIP 24428, la vicina [[Stella di classe A V|stella bianca]], nei suoi immediati dintorni Rigel sarebbe estremamente luminosa, arrivando a una magnitudine di −8, ben più luminosa del pianeta [[Venere (astronomia)|Venere]] visto dalla Terra, e in grado di proiettare ombre<ref name="celestia"/><ref group="N">Rigel ha una [[magnitudine assoluta]] [[Bolometro|bolometrica]] (M_v) di −8 circa, tuttavia Rigel emette parte della sua radiazione nell'[[ultravioletto]], non visibile all'occhio umano, mentre in [[luce visibile]] la sua magnitudine assoluta (M_v) si riduce a −7,1 Cfr.{{cita web|url=http://ecampus.matc.edu/mihalj/astronomy/test5/stellar_magnitudes.htm|titolo=Star Light ... Star Bright ...|editore=ecampus.matc.edu|accesso=18 novembre 2014}} e distando da HIP 24428 {{M|19|ul=al}}, la sua magnitudine apparente risultante è pari a:

:<math>\begin{smallmatrix} m = M_v - 5 (1- \log_{10} 5,90) = -8,2 \end{smallmatrix}</math></ref>. Se su un pianeta di HIP 24428 esistesse una civiltà evoluta almeno come la nostra, con una storia di qualche milione di anni alle spalle, avrebbe visto la nascita della più giovane Rigel e la sua evoluzione in supergigante nel corso dei millenni, con la crescente preoccupazione della sua futura esplosione in supernova. Trovandosi a meno di 20&nbsp;a.l. infatti, l'esplosione di Rigel in una [[supernova di tipo II]] metterebbe a serio rischio qualsiasi forma di vita presente su quel pianeta<ref name=Gehrels>{{Cita pubblicazione |cognome=Gehrels | nome=N. |anno=2003 |titolo=Ozone Depletion from Nearby Supernovae |rivista=Astrophysical Journal |volume=585| numero=2 |pp=1169–11761169-1176 |doi=10.1086/346127 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...585.1169G |accesso=16 aprile 2013}}</ref>.

== Etimologia e significato culturale ==

Riga 204:

== Collegamenti esterni ==

* {{Collegamenti esterni}}

* {{cita web|http://www.alcyone.de/SIT/bsc/bsc_search.html|Bright star Catalogue}}

* [http://stars.astro.illinois.edu/sow/rigel.html Rigel] sul sito del Professor [[Jim Kaler]]