Rigel

Rigel é uma estrela supergigante azul na constelação de Órion. Tem a designação Bayer β Orionis, que é latinizada para Beta Orionis e abreviada como Beta Ori ou β Ori. Rigel é o componente mais brilhante e massivo - e o epônimo - de um sistema estelar de pelo menos quatro estrelas que aparecem como um único ponto de luz branco-azulado a olho nu. Este sistema está localizado a uma distância de aproximadamente 860 anos-luz (260 pc) do Sol.

Uma estrela do tipo espectral B8Ia, Rigel é calculada como sendo de 61.500 a 363.000 vezes mais luminosa que o Sol e de 18 a 24 vezes mais massiva, dependendo do método e das suposições utilizadas. Seu raio é mais de setenta vezes o do Sol e sua temperatura superficial é de 12.100 K. Devido ao seu vento estelar, a perda de massa de Rigel é estimada em dez milhões de vezes a do Sol. Com uma idade estimada de sete a nove milhões de anos, Rigel esgotou o seu núcleo de combustível de hidrogénio, expandiu-se e arrefeceu para se tornar uma supergigante. Espera-se que termine a sua vida como uma supernova do tipo II, deixando uma estrela de neutrões ou um buraco negro como remanescente final, dependendo da massa inicial da estrela.

Rigel varia ligeiramente em brilho, sua magnitude aparente variando de 0,05 a 0,18. É classificada como uma variável Alpha Cygni devido à amplitude e periodicidade de sua variação de brilho, bem como ao seu tipo espectral. Sua variabilidade intrínseca é causada por pulsações em sua atmosfera instável. Rigel é geralmente a sétima estrela mais brilhante do céu noturno e a estrela mais brilhante de Orion, embora seja ocasionalmente ofuscada por Betelgeuse, que varia em uma faixa maior.

Um sistema de estrela tripla é separado de Rigel por um ângulo de 9,5 segundos de arco. Tem uma magnitude aparente de 6,7, tornando-o 1/400 tão brilhante quanto Rigel. Duas estrelas do sistema podem ser vistas por grandes telescópios, e a mais brilhante das duas é um binário espectroscópico. Essas três estrelas são todas estrelas branco-azuladas da sequência principal, cada uma com três a quatro vezes a massa do Sol. Rigel e o sistema triplo orbitam um centro de gravidade comum com um período estimado em 24.000 anos. As estrelas internas do sistema triplo orbitam uma à outra a cada 10 dias, e a estrela externa orbita o par interno a cada 63 anos. Uma estrela muito mais fraca, separada de Rigel e das outras por quase um minuto de arco, pode fazer parte do mesmo sistema estelar.

Nomenclatura

Em 2016, a União Astronômica Internacional (IAU) incluiu o nome "Rigel" no Catálogo de Nomes de Estrelas da IAU. De acordo com a IAU, este nome próprio aplica-se apenas ao componente primário A do sistema Rigel. Em catálogos astronômicos históricos, o sistema é listado como H II 33, Σ 668, β 555 ou ADS 3823. Para simplificar, os companheiros de Rigel são chamados de Rigel B, C e D; a IAU descreve esses nomes como 'apelidos úteis'; que são 'não oficiais'. Em catálogos modernos e abrangentes, todo o sistema estelar múltiplo é conhecido como WDS 05145-0812 ou CCDM 05145–0812.

A designação de Rigel como β Orionis (latinizado para Beta Orionis) foi feita por Johann Bayer em 1603. O "beta" a designação é comumente dada à segunda estrela mais brilhante em cada constelação, mas Rigel é quase sempre mais brilhante que α Orionis (Betelgeuse). O astrônomo James B. Kaler especulou que Rigel foi designado pela Bayer durante um raro período em que foi ofuscado pela estrela variável Betelgeuse, resultando na última estrela sendo designada como "alfa" e Rigel designado "beta". Bayer não ordenou estritamente as estrelas por brilho, em vez disso agrupou-as por magnitude. Rigel e Betelgeuse foram consideradas da classe de primeira magnitude, e em Orion acredita-se que as estrelas de cada classe tenham sido ordenadas de norte a sul. Rigel está incluída no Catálogo Geral de Estrelas Variáveis, mas como já possui uma designação Bayer, não possui designação de estrela variável separada.

Rigel tem muitas outras designações estelares retiradas de vários catálogos, incluindo a designação Flamsteed 19 Orionis (19 Ori), a entrada do catálogo Bright Star HR 1713 e o número de catálogo Henry Draper HD 34085. Estas designações aparecem frequentemente na literatura científica, mas raramente na escrita popular.

Observação

Rigel é uma estrela variável intrínseca com uma magnitude aparente variando de 0,05 a 0,18. É normalmente a sétima estrela mais brilhante da esfera celeste, excluindo o Sol, embora ocasionalmente mais fraca que Betelgeuse. É mais fraco que Capella, que também pode variar ligeiramente em brilho. Rigel parece ligeiramente branco-azulado e tem um índice de cor BV de -0,06. Contrasta fortemente com a Betelgeuse avermelhada.

Culminando todos os anos à meia-noite de 12 de dezembro e às 21h de 24 de janeiro, Rigel é visível nas noites de inverno no Hemisfério Norte e nas noites de verão no Hemisfério Norte. Hemisfério sul. No Hemisfério Sul, Rigel é a primeira estrela brilhante de Orion visível à medida que a constelação aumenta. Correspondentemente, é também a primeira estrela de Órion a se fixar na maior parte do Hemisfério Norte. A estrela é um vértice do "Hexágono de Inverno', um asterismo que inclui Aldebaran, Capella, Pollux, Procyon e Sirius. Rigel é uma estrela de navegação equatorial proeminente, sendo facilmente localizada e facilmente visível em todos os oceanos do mundo (a exceção é a área ao norte do paralelo 82 norte).

Espectroscopia

O tipo espectral de Rigel é um ponto definidor da sequência de classificação das supergigantes. O espectro geral é típico de uma estrela de classe B tardia, com fortes linhas de absorção da série Balmer de hidrogênio, bem como linhas neutras de hélio e alguns elementos mais pesados, como oxigênio, cálcio e magnésio. A classe de luminosidade para estrelas B8 é estimada a partir da força e estreiteza das linhas espectrais do hidrogênio, e Rigel é atribuída à classe supergigante brilhante Ia. Variações no espectro resultaram na atribuição de diferentes classes ao Rigel, como B8 Ia, B8 Iab e B8 Iae.

Já em 1888, a velocidade radial heliocêntrica de Rigel, estimada a partir dos desvios Doppler de suas linhas espectrais, variava. Isso foi confirmado e interpretado na época como sendo devido a um companheiro espectroscópico com período de cerca de 22 dias. Desde então, mediu-se que a velocidade radial varia em cerca de 10 km/s em torno de uma média de 21,5 km/s.

Em 1933, a linha Hα no espectro de Rigel foi considerada excepcionalmente fraca e deslocada 0,1 nm em direção a comprimentos de onda mais curtos, enquanto houve um pico de emissão estreito de cerca de 1,5 nm para o lado de comprimento de onda longo da linha de absorção principal. Isso agora é conhecido como perfil P Cygni, em homenagem a uma estrela que mostra essa característica fortemente em seu espectro. Está associado à perda de massa onde há simultaneamente emissão de um vento denso próximo à estrela e absorção de material circunstelar que se expande para longe da estrela.

Observa-se que o perfil incomum da linha Hα varia de forma imprevisível. Cerca de um terço das vezes é uma linha de absorção normal. Cerca de um quarto das vezes é uma linha de pico duplo, ou seja, uma linha de absorção com núcleo de emissão ou uma linha de emissão com núcleo de absorção. Cerca de um quarto das vezes possui um perfil P Cygni; na maior parte do tempo, a linha tem um perfil P Cygni inverso, onde o componente de emissão está no lado do comprimento de onda curto da linha. Raramente, existe uma linha Hα de emissão pura. As mudanças no perfil da linha são interpretadas como variações na quantidade e velocidade do material expelido da estrela. Foram inferidas saídas ocasionais de alta velocidade e, mais raramente, queda de material. O quadro geral é de grandes estruturas em loop que surgem da fotosfera e são impulsionadas por campos magnéticos.

Variabilidade

Sabe-se que Rigel varia em brilho desde pelo menos 1930. A pequena amplitude da variação de brilho de Rigel requer fotometria fotoelétrica ou CCD para ser detectada de forma confiável. Esta variação de brilho não tem período óbvio. Observações durante 18 noites em 1984 mostraram variações nos comprimentos de onda vermelho, azul e amarelo de magnitudes de até 0,13 em escalas de tempo de algumas horas a vários dias, mas novamente nenhum período claro. O índice de cores de Rigel varia ligeiramente, mas isso não está significativamente correlacionado com suas variações de brilho.

A partir da análise da fotometria do satélite Hipparcos, Rigel é identificado como pertencente à classe Alpha Cygni de estrelas variáveis, definidas como "supergigantes com pulsação não radial dos tipos espectrais Bep-AepIa" 34;. Nesses tipos espectrais, o 'e' indica que apresenta linhas de emissão em seu espectro, enquanto o 'p' significa que tem uma peculiaridade espectral não especificada. Variáveis do tipo Alpha Cygni são geralmente consideradas irregulares ou possuem quase-períodos. Rigel foi adicionado ao Catálogo Geral de Estrelas Variáveis na 74ª lista de nomes de estrelas variáveis com base na fotometria Hipparcos, que mostrou variações com amplitude fotográfica de 0,039 magnitudes e um período possível de 2,075 dias. Rigel foi observado com o satélite canadense MOST por quase 28 dias em 2009. Variações de milimagnitude foram observadas e mudanças graduais no fluxo sugerem a presença de modos de pulsação de longo período.

Perda de massa

A partir de observações da linha espectral variável Hα, a taxa de perda de massa de Rigel devido ao vento estelar é estimada em (1,5±0,4)×10⁻⁷ massas solares por ano (M☉/ano) - cerca de dez milhões de vezes mais do que a taxa de perda de massa do Sol. Observações espectroscópicas ópticas e infravermelhas de banda K mais detalhadas, juntamente com a interferometria do VLTI, foram realizadas de 2006 a 2010. A análise dos perfis das linhas Hα e Hγ e a medição das regiões que produzem as linhas mostram que o vento estelar de Rigel varia. muito em estrutura e força. Estruturas de laço e braço também foram detectadas no vento. Os cálculos de perda de massa da linha Hγ fornecem (9,4±0,9)×10⁻⁷ M_☉/ano em 2006-7 e (7,6±1,1)×10⁻⁷ M_☉/ano em 2009–10. Cálculos usando a linha Hα fornecem resultados mais baixos, em torno de 1,5×10⁻⁷ M_☉/ano. A velocidade terminal do vento é 300 km/s. Estima-se que Rigel perdeu cerca de três massas solares (M_☉) desde o início da vida como uma estrela de 24±3 M _☉ sete a nove milhões de anos atrás.

Distância

A distância de Rigel ao Sol é um tanto incerta, sendo diferentes estimativas obtidas por diferentes métodos. A nova redução da paralaxe de Rigel do Hipparcos de 2007 é 3,78±0,34 mas, dando uma distância de 863 anos-luz (265 parsecs) com uma margem de erro de cerca de 9%. Rigel B, geralmente considerado fisicamente associado a Rigel e à mesma distância, tem uma paralaxe Gaia Data Release 3 de 3,2352±0,0553 mas, sugerindo uma distância em torno de 1.000 anos-luz (310 parsecs). No entanto, as medições para este objeto podem não ser confiáveis.

Métodos indiretos de estimativa de distância também foram empregados. Por exemplo, acredita-se que Rigel esteja numa região de nebulosidade, com a sua radiação iluminando várias nuvens próximas. A mais notável delas é a IC 2118 (Nebulosa Cabeça de Bruxa), com 5° de comprimento, localizada a uma separação angular de 2,5° da estrela, ou a uma distância projetada de 39 anos-luz (12 parsecs) de distância. A partir de medidas de outras estrelas inseridas em nebulosas, a distância do IC 2118 é estimada em 949 ± 7 anos-luz (291 ± 2 parsecs).

Rigel é um membro remoto da associação Orion OB1, que está localizada a uma distância de até 1.600 anos-luz (500 parsecs) da Terra. É membro da Associação Taurus-Orion R1, vagamente definida, um pouco mais próxima, a 1.200 anos-luz (360 parsecs). Acredita-se que Rigel esteja consideravelmente mais próximo do que a maioria dos membros de Orion OB1 e da Nebulosa de Orion. Betelgeuse e Saiph ficam a uma distância semelhante de Rigel, embora Betelgeuse seja uma estrela em fuga com uma história complexa e possa ter se formado originalmente no corpo principal da associação.

Sistema estelar

O sistema estelar do qual Rigel faz parte tem pelo menos quatro componentes. Rigel (às vezes chamado de Rigel A para distinguir dos outros componentes) tem um companheiro visual, que é provavelmente um sistema estelar triplo próximo. Uma estrela mais fraca com uma separação mais ampla pode ser um quinto componente do sistema Rigel.

William Herschel descobriu que Rigel era uma estrela dupla visual em 1º de outubro de 1781, catalogando-a como a estrela 33 na “segunda classe de estrelas duplas”. em seu Catálogo de Estrelas Duplas, geralmente abreviado para H II 33, ou como H 2 33 no Catálogo Washington Double Star. Friedrich Georg Wilhelm von Struve mediu pela primeira vez a posição relativa da companheira em 1822, catalogando o par visual como Σ 668. A estrela secundária é frequentemente referida como Rigel B ou β Orionis B. A separação angular de Rigel B de Rigel A é 9,5. arco segundos ao sul ao longo do ângulo de posição 204°. Embora não seja particularmente fraco na magnitude visual 6,7, a diferença geral no brilho do Rigel A (cerca de 6,6 magnitudes ou 440 vezes mais fraco) torna-o um alvo desafiador para aberturas de telescópios menores que 15 cm (6 pol).

Na distância estimada de Rigel, a separação projetada entre Rigel B e Rigel A é superior a 2.200 unidades astronômicas (UA). Desde a sua descoberta, não houve nenhum sinal de movimento orbital, embora ambas as estrelas compartilhem um movimento próprio comum semelhante. O par teria um período orbital estimado em 24.000 anos. O Gaia Data Release 2 (DR2) contém uma paralaxe pouco confiável para Rigel B, colocando-o a cerca de 1.100 anos-luz (340 parsecs), mais longe do que a distância Hipparcos para Rigel, mas semelhante à associação Taurus-Orion R1. Não há paralaxe para Rigel em Gaia DR2. Os movimentos próprios de Gaia DR2 para Rigel B e os movimentos próprios de Hipparcos para Rigel são ambos pequenos, embora não exatamente iguais.

Em 1871, Sherburne Wesley Burnham suspeitou que Rigel B fosse um sistema binário e, em 1878, resolveu-o em dois componentes. Este companheiro visual é designado como componente C (Rigel C), com uma separação medida do componente B que varia de menos de 0,1″ a cerca de 0,3″. Em 2009, a interferometria speckle mostrou os dois componentes quase idênticos separados por 0,124″, com magnitudes visuais de 7,5 e 7,6, respectivamente. Seu período orbital estimado é de 63 anos. Burnham listou o sistema múltiplo Rigel como β 555 em seu catálogo de estrela dupla ou BU 555 em uso moderno.

O Componente B é um sistema binário espectroscópico de linha dupla, que mostra dois conjuntos de linhas espectrais combinadas dentro de seu espectro estelar único. Mudanças periódicas observadas nas posições relativas dessas linhas indicam um período orbital de 9,86 dias. Os dois componentes espectroscópicos Rigel Ba e Rigel Bb não podem ser resolvidos em telescópios ópticos, mas são conhecidos por serem estrelas quentes do tipo espectral em torno de B9. Este binário espectroscópico, juntamente com o componente visual próximo Rigel C, é provavelmente um sistema físico de estrelas triplas, embora Rigel C não possa ser detectado no espectro, o que é inconsistente com o brilho observado.

Em 1878, Burnham encontrou outra estrela possivelmente associada de aproximadamente 13ª magnitude. Ele o listou como componente D de β 555, embora não esteja claro se está fisicamente relacionado ou se é um alinhamento coincidente. Sua separação de Rigel em 2017 foi 44,5″, quase ao norte em um ângulo de posição de 1°. Gaia DR2 descobre que é uma estrela semelhante ao Sol de magnitude 12, aproximadamente à mesma distância de Rigel. Provavelmente uma estrela da sequência principal do tipo K, esta estrela teria um período orbital de cerca de 250.000 anos, se fizesse parte do sistema Rigel. Uma companheira espectroscópica de Rigel foi relatada com base em variações de velocidade radial, e sua órbita foi até calculada, mas trabalhos subsequentes sugerem que a estrela não existe e que as pulsações observadas são intrínsecas à própria Rigel.

Características físicas

Rigel é uma supergigante azul que esgotou o combustível de hidrogênio em seu núcleo, expandiu-se e esfriou à medida que se afastava da sequência principal na parte superior do diagrama de Hertzsprung-Russell. Quando estava na sequência principal, sua temperatura efetiva seria em torno de 30.000 K. A complexa variabilidade de Rigel em comprimentos de onda visuais é causada por pulsações estelares semelhantes às de Deneb. Outras observações das variações da velocidade radial indicam que ela oscila simultaneamente em pelo menos 19 modos não radiais com períodos variando de cerca de 1,2 a 74 dias.

A estimativa de muitas características físicas de estrelas supergigantes azuis, incluindo Rigel, é um desafio devido à sua raridade e à incerteza sobre a que distância estão do Sol. Como tal, as suas características são estimadas principalmente a partir de modelos teóricos de evolução estelar. Sua temperatura efetiva pode ser estimada a partir do tipo espectral e da cor em torno de 12.100 K. Uma massa de 21 ±3 M_☉ com idade de <span data-sort-value="7000800000000000000♠" 8±1 milhão anos foi estimado pela comparação de trajetórias evolutivas, enquanto a modelagem atmosférica do espectro fornece uma massa de 24±8 M_☉.

Embora Rigel seja frequentemente considerada a estrela mais luminosa num raio de 1.000 anos-luz do Sol, a sua produção de energia é pouco conhecida. Usando a distância Hipparcos de 860 anos-luz (264 parsecs), a luminosidade relativa estimada para Rigel é cerca de 120.000 vezes a do Sol (L☉), mas outra distância publicada recentemente de 1.170 ± 130 anos-luz (360 ± 40 parsecs) sugere uma luminosidade ainda maior, de 219.000 L_☉. Outros cálculos baseados em modelos teóricos de evolução estelar da atmosfera de Rigel fornecem luminosidades entre 83.000 L_☉ e 363.000 L_☉ , enquanto a soma da distribuição de energia espectral da fotometria histórica com a distância de Hipparcos sugere uma luminosidade tão baixa quanto 61.515 ±11.486 L_☉. Um estudo de 2018 usando o interferômetro óptico de precisão da Marinha mediu o diâmetro angular como 2,526 mas. Depois de corrigir o escurecimento dos membros, o diâmetro angular é 2,606±0,009 mas, produzindo um raio de 74,1+6,1
−7,3 R☉. Uma medição mais antiga do diâmetro angular fornece 2,75±0,01 mas, equivalente a um raio de 78,9 R_☉ em 264 pc. Esses raios são calculados assumindo a distância Hipparcos de 264 pc; adotar uma distância de 360 pc leva a um tamanho significativamente maior.

Devido à proximidade entre si e à ambiguidade do espectro, pouco se sabe sobre as propriedades intrínsecas dos membros do sistema triplo Rigel BC. Todas as três estrelas parecem estar próximas de estrelas igualmente quentes do tipo B da sequência principal, que têm três a quatro vezes a massa do Sol.

Evolução

Modelos de evolução estelar sugerem que as pulsações de Rigel são alimentadas por reações nucleares numa concha que queima hidrogénio e que é pelo menos parcialmente não-convectiva. Estas pulsações são mais fortes e numerosas em estrelas que evoluíram através de uma fase supergigante vermelha e depois aumentaram de temperatura para se tornarem novamente uma supergigante azul. Isto se deve à diminuição da massa e ao aumento dos níveis de produtos de fusão na superfície da estrela.

É provável que Rigel esteja fundindo hélio em seu núcleo. Devido à forte convecção de hélio produzido no núcleo enquanto Rigel estava na sequência principal e na camada que queima hidrogênio desde que se tornou uma supergigante, a fração de hélio na superfície aumentou de 26,6% quando a estrela se formou para 32% agora.. As abundâncias superficiais de carbono, nitrogênio e oxigênio vistas no espectro são compatíveis com uma estrela supergigante pós-vermelha apenas se suas zonas de convecção internas forem modeladas usando condições químicas não homogêneas conhecidas como Critérios de Ledoux.

Espera-se que Rigel termine a sua vida estelar como uma supernova do tipo II. É um dos potenciais progenitores de supernova mais próximos da Terra e espera-se que tenha uma magnitude aparente máxima de cerca de −11 (aproximadamente o mesmo brilho de um quarto da Lua ou cerca de 300 vezes mais brilhante do que Vênus jamais obteve.) A supernova deixaria para trás um buraco negro ou uma estrela de nêutrons.

Etimologia e significado cultural

A gravação mais antiga conhecida do nome Rigel está nas tabelas Alfonsinas de 1521. É derivado do nome árabe Rijl Jauzah al Yusrā, "a perna esquerda (pé) de Jauzah" (ou seja, rijl que significa "perna, pé"), que remonta ao século X. "Jauzá" era um nome próprio para Órion; um nome árabe alternativo era رجل الجبار rijl al-jabbār, "o pé do grande", de onde deriva o raramente usado nomes de variantes Algebar ou Elgebar. As tabelas Alphonsine tiveram seu nome dividido em "Rigel" e "Algebar", com a nota, et dicitur Algebar. Nominatur etiam Rigel. As grafias alternativas do século 17 incluem Regel do astrônomo italiano Giovanni Battista Riccioli, Riglon do astrônomo alemão Wilhelm Schickard e Rigel Algeuze ou Algibbar pelo estudioso inglês Edmund Chilmead.

Com a constelação representando o mitológico caçador grego Órion, Rigel é seu joelho ou (como o nome sugere) pé; com a estrela próxima Beta Eridani marcando o escabelo de Órion. Rigel é provavelmente a estrela conhecida como “dedo do pé de Aurvandil”. na mitologia nórdica. No Caribe, Rigel representou a perna decepada da figura folclórica Trois Rois, ele próprio representado pelas três estrelas do Cinturão de Órion. A perna foi decepada com um cutelo pela donzela Bįhi (Sirius). O povo Lacandon do sul do México o conhecia como túnel ("pequeno pica-pau").

Rigel era conhecida como Yerrerdet-kurrk pelos Wotjobaluk koori do sudeste da Austrália, e considerada a sogra de Totyerguil (Altair). A distância entre eles significava o tabu que impedia um homem de se aproximar da sogra. O povo indígena Boorong do noroeste de Victoria nomeou Rigel como Collowgullouric Warepil. O povo Wardaman do norte da Austrália conhece Rigel como o Líder Canguru Vermelho Unumburrgu e regente principal de cerimônias em uma linha musical quando Orion está alto no céu. Eridanus, o rio, marca uma linha de estrelas no céu que leva a ele, e as outras estrelas de Órion são suas ferramentas cerimoniais e seu séquito. Betelgeuse está Ya-jungin "Owl Eyes Flicking", assistindo às cerimônias.

O povo Māori da Nova Zelândia nomeou Rigel como Puanga, considerada filha de Rehua (Antares), o chefe das estrelas. Sua ascensão heliacal pressagia o aparecimento de Matariki (as Plêiades) no céu do amanhecer, marcando o Ano Novo Māori no final de maio ou início de junho. O povo Moriori das Ilhas Chatham, bem como alguns grupos Maori na Nova Zelândia, marcam o início do seu Ano Novo com Rigel e não com as Plêiades. Puaka é uma variante do nome do sul usada na Ilha Sul.

No Japão, o clã Minamoto ou Genji escolheu Rigel e sua cor branca como símbolo, chamando a estrela de Genji-boshi (源氏星), enquanto o clã Taira ou Heike adotou Betelgeuse e sua cor vermelha. As duas famílias poderosas travaram a Guerra Genpei; as estrelas eram vistas enfrentando-se e separadas apenas pelas três estrelas do Cinturão de Órion.

Na cultura moderna

O MS Rigel era originalmente um navio norueguês, construído em Copenhague em 1924. Foi requisitado pelos alemães durante a Segunda Guerra Mundial e afundado em 1944 enquanto era usado para transportar prisioneiros de guerra. Dois navios da Marinha dos EUA levam o nome de USS Rigel. O SSM-N-6 Rigel foi um programa de mísseis de cruzeiro da Marinha dos EUA que foi cancelado em 1953 antes de ser implantado.

Os Rigel Skerries são uma cadeia de pequenas ilhas na Antártica, renomeadas após serem originalmente chamadas de Utskjera. Eles receberam seu nome atual porque Rigel era usado como astrofixo. O Monte Rigel, com altitude de 1.910 m (6.270 pés), também fica na Antártida.

Devido ao seu brilho e ao seu nome reconhecível, Rigel também é uma figura popular na ficção científica. Representações fictícias de Rigel podem ser encontradas em Star Trek, O Guia do Mochileiro das Galáxias, Os Simpsons e muitos outros livros. filmes e jogos.