Rigel

Rigel es una estrella supergigante azul en la constelación de Orión. Tiene la designación de Bayer β Orionis, que se latiniza a Beta Orionis y se abrevia Beta Ori o β Ori. Rigel es el componente más brillante y masivo, y el epónimo, de un sistema estelar de al menos cuatro estrellas que aparecen como un único punto de luz azul-blanco a simple vista. Este sistema se encuentra a una distancia de aproximadamente 860 años luz (260 pc) del Sol.

Una estrella de tipo espectral B8Ia, se calcula que Rigel es entre 61 500 y 363 000 veces más luminosa que el Sol, y entre 18 y 24 veces más masiva, según el método y las suposiciones utilizadas. Su radio es más de setenta veces mayor que el del Sol y su temperatura superficial es 12 100 K. Debido a su viento estelar, la pérdida de masa de Rigel se estima en diez millones de veces la del Sol. Con una edad estimada de siete a nueve millones de años, Rigel ha agotado su combustible de hidrógeno central, se ha expandido y enfriado para convertirse en una supergigante. Se espera que termine su vida como una supernova de tipo II, dejando una estrella de neutrones o un agujero negro como remanente final, dependiendo de la masa inicial de la estrella.

Rigel varía ligeramente en brillo, su magnitud aparente oscila entre 0,05 y 0,18. Se clasifica como una variable Alpha Cygni debido a la amplitud y periodicidad de su variación de brillo, así como a su tipo espectral. Su variabilidad intrínseca es causada por pulsaciones en su atmósfera inestable. Rigel es generalmente la séptima estrella más brillante en el cielo nocturno y la estrella más brillante de Orión, aunque ocasionalmente Betelgeuse la eclipsa, que varía en un rango más amplio.

Un sistema de tres estrellas está separado de Rigel por un ángulo de 9,5 segundos de arco. Tiene una magnitud aparente de 6,7, por lo que es 1/400 del brillo de Rigel. Dos estrellas en el sistema se pueden ver con grandes telescopios, y la más brillante de las dos es una binaria espectroscópica. Estas tres estrellas son estrellas de secuencia principal de color blanco azulado, cada una de tres a cuatro veces más masiva que el Sol. Rigel y el sistema triple orbitan un centro de gravedad común con un período estimado de 24.000 años. Las estrellas internas del sistema triple se orbitan entre sí cada 10 días, y la estrella externa orbita al par interno cada 63 años. Una estrella mucho más débil, separada de Rigel y los demás por casi un minuto de arco, puede ser parte del mismo sistema estelar.

Nomenclatura

Orión, con Rigel en la parte inferior derecha, en longitudes de onda ópticas más la línea espectral Hα (hidrogen-alpha) para enfatizar las nubes de gas

En 2016, la Unión Astronómica Internacional (IAU) incluyó el nombre "Rigel" en el Catálogo de Nombres de Estrellas de la IAU. Según la IAU, este nombre propio se aplica solo al componente primario A del sistema Rigel. En los catálogos astronómicos históricos, el sistema se enumera de diversas formas como H II 33, Σ 668, β 555 o ADS 3823. Para simplificar, los compañeros de Rigel se denominan Rigel B, C y D; la IAU describe esos nombres como "apodos útiles" que son "no oficiales". En los catálogos completos modernos, todo el sistema estelar múltiple se conoce como WDS 05145-0812 o CCDM 05145–0812.

La designación de Rigel como β Orionis (latinizado a Beta Orionis) fue hecha por Johann Bayer en 1603. El "beta" La designación se da comúnmente a la segunda estrella más brillante en cada constelación, pero Rigel casi siempre es más brillante que α Orionis (Betelgeuse). El astrónomo James B. Kaler ha especulado que Rigel fue designada por Bayer durante un período poco común en el que fue eclipsada por la estrella variable Betelgeuse, lo que resultó en que esta última estrella fuera designada como "alfa" y Rigel designado "beta". Bayer no ordenó estrictamente las estrellas por brillo, sino que las agrupó por magnitud. Rigel y Betelgeuse se consideraban ambas de la clase de primera magnitud, y se cree que en Orión las estrellas de cada clase se ordenaron de norte a sur. Rigel está incluida en el Catálogo general de estrellas variables, pero dado que ya tiene una designación de Bayer, no tiene una designación de estrella variable separada.

Rigel tiene muchas otras designaciones estelares tomadas de varios catálogos, incluida la designación Flamsteed 19 Orionis (19 Ori), la entrada del Catálogo de estrellas brillantes HR 1713, y el número de catálogo de Henry Draper HD 34085. Estas designaciones aparecen con frecuencia en la literatura científica, pero rara vez en la escritura popular.

Observación

Rigel A y Rigel B como aparecen en un pequeño telescopio

Rigel es una estrella variable intrínseca con una magnitud aparente que oscila entre 0,05 y 0,18. Por lo general, es la séptima estrella más brillante de la esfera celeste, excluyendo al Sol, aunque en ocasiones es más débil que Betelgeuse. Es más tenue que Capella, que también puede variar ligeramente en brillo. Rigel aparece ligeramente azul-blanco y tiene un índice de color B-V de -0,06. Contrasta fuertemente con Betelgeuse rojizo.

Culminando cada año a la medianoche del 12 de diciembre y a las 9:00 pm del 24 de enero, Rigel es visible en las noches de invierno en el hemisferio norte y en las noches de verano en el Hemisferio sur. En el hemisferio sur, Rigel es la primera estrella brillante de Orión visible a medida que se eleva la constelación. En consecuencia, también es la primera estrella de Orión que se pone en la mayor parte del hemisferio norte. La estrella es un vértice del "Hexágono de invierno", un asterismo que incluye a Aldebaran, Capella, Pollux, Procyon y Sirius. Rigel es una estrella de navegación ecuatorial prominente, que se localiza fácilmente y es fácilmente visible en todos los océanos del mundo (la excepción es el área al norte del paralelo 82 norte).

Espectroscopía

El tipo espectral de Rigel es un punto definitorio de la secuencia de clasificación de las supergigantes. El espectro general es típico de una estrella de clase B tardía, con fuertes líneas de absorción de la serie Balmer de hidrógeno, así como líneas de helio neutral y algunos elementos más pesados como oxígeno, calcio y magnesio. La clase de luminosidad para las estrellas B8 se estima a partir de la fuerza y la estrechez de las líneas espectrales de hidrógeno, y Rigel se asigna a la clase supergigante brillante Ia. Las variaciones en el espectro han resultado en la asignación de diferentes clases a Rigel, como B8 Ia, B8 Iab y B8 Iae.

Ya en 1888, se observó que la velocidad radial heliocéntrica de Rigel, estimada a partir de los desplazamientos Doppler de sus líneas espectrales, variaba. Esto fue confirmado e interpretado en ese momento como debido a un compañero espectroscópico con un período de unos 22 días. Desde entonces, se ha medido que la velocidad radial varía en aproximadamente 10 km/s alrededor de una media de 21,5 km/s.

En 1933, se observó que la línea Hα en el espectro de Rigel era inusualmente débil y estaba desplazada 0.1 nm hacia longitudes de onda más cortas, mientras que hubo un pico de emisión estrecho de 1,5 nm al lado de longitud de onda larga de la línea de absorción principal. Esto ahora se conoce como un perfil P Cygni después de una estrella que muestra esta característica fuertemente en su espectro. Está asociado con la pérdida de masa donde hay simultáneamente emisión de un viento denso cerca de la estrella y absorción del material circunestelar que se expande alejándose de la estrella.

Se observa que el perfil inusual de la línea Hα varía de manera impredecible. Alrededor de un tercio de las veces es una línea de absorción normal. Aproximadamente una cuarta parte del tiempo es una línea de doble pico, es decir, una línea de absorción con un núcleo de emisión o una línea de emisión con un núcleo de absorción. Alrededor de una cuarta parte de las veces tiene un perfil P Cygni; la mayor parte del resto del tiempo, la línea tiene un perfil P Cygni inverso, donde el componente de emisión está en el lado de longitud de onda corta de la línea. En raras ocasiones, hay una línea Hα de emisión pura. Los cambios en el perfil de la línea se interpretan como variaciones en la cantidad y velocidad del material expulsado de la estrella. Se han inferido salidas ocasionales de muy alta velocidad y, más raramente, caída de material. La imagen general es una de grandes estructuras en bucle que surgen de la fotosfera y son impulsadas por campos magnéticos.

Variabilidad

Una curva ligera para Rigel, adaptada desde Moravveji et al. (2012)

Se sabe que Rigel varía en brillo desde al menos 1930. La pequeña amplitud de la variación de brillo de Rigel requiere fotometría fotoeléctrica o CCD para ser detectada de manera confiable. Esta variación de brillo no tiene un período obvio. Las observaciones durante 18 noches en 1984 mostraron variaciones en longitudes de onda rojas, azules y amarillas de hasta 0,13 magnitudes en escalas de tiempo de unas pocas horas a varios días, pero nuevamente sin un período claro. El índice de color de Rigel varía ligeramente, pero esto no se correlaciona significativamente con sus variaciones de brillo.

A partir del análisis de la fotometría del satélite Hipparcos, se identifica a Rigel como perteneciente a la clase Alpha Cygni de estrellas variables, definidas como "supergigantes que no pulsan radialmente de los tipos espectrales Bep-AepIa". 34;. En esos tipos espectrales, la 'e' indica que muestra líneas de emisión en su espectro, mientras que la 'p' significa que tiene una peculiaridad espectral no especificada. Las variables de tipo Alpha Cygni generalmente se consideran irregulares o tienen cuasi-períodos. Rigel se agregó al Catálogo General de Estrellas Variables en la lista de nombres 74 de estrellas variables sobre la base de la fotometría de Hipparcos, que mostró variaciones con una amplitud fotográfica de 0,039 magnitudes y un período posible de 2,075 días. Rigel se observó con el satélite MOST canadiense durante casi 28 días en 2009. Se observaron variaciones de milimagnitud y los cambios graduales en el flujo sugieren la presencia de modos de pulsación de período largo.

Pérdida de masa

A partir de las observaciones de la línea espectral Hα variable, se estima que la tasa de pérdida de masa de Rigel debido al viento estelar es (1.5±0.4)×10⁻⁷ masas solares por año (M☉/año), unas diez millones de veces más que la tasa de pérdida de masa del Sol. Se tomaron observaciones espectroscópicas infrarrojas de banda K y ópticas más detalladas, junto con interferometría VLTI, entre 2006 y 2010. El análisis de los perfiles de línea Hα y Hγ, y la medición de las regiones que producen las líneas, muestran que el viento estelar de Rigel varía grandemente en estructura y fuerza. También se detectaron estructuras de bucles y brazos dentro del viento. Los cálculos de pérdida de masa de la línea Hγ dan (9.4±0,9)×10⁻⁷ M_☉/año en 2006-7 y (7.6±1.1)×10⁻⁷ M_☉/año en 2009–10. Los cálculos que usan la línea Hα dan resultados más bajos, alrededor de 1.5×10⁻⁷ M_☉/año. La velocidad terminal del viento es 300 km/s. Se estima que Rigel ha perdido alrededor de tres masas solares (M_☉) desde que comenzó su vida como estrella de 24±3 M _☉ Hace siete a nueve millones de años.

Distancia

Rigel y nebulosa de reflexión IC 2118 en Eridanus. Rigel B no es visible en el resplandor de la estrella principal.

La distancia de Rigel al Sol es algo incierta, ya que se obtienen diferentes estimaciones mediante diferentes métodos. La nueva reducción Hipparcos 2007 del paralaje de Rigel es 3,78±0.34 mas, dando una distancia de 863 años luz (265 parsecs) con un margen de error de alrededor del 9%. Rigel B, que generalmente se considera asociado físicamente con Rigel y a la misma distancia, tiene un paralaje de Gaia Data Release 3 de 3,2352±0,0553 mas, lo que sugiere una distancia de unos 1000 años luz (310 parsecs). Sin embargo, las medidas de este objeto pueden no ser fiables.

También se han empleado métodos indirectos de estimación de distancia. Por ejemplo, se cree que Rigel está en una región de nebulosidad, su radiación ilumina varias nubes cercanas. La más notable de ellas es la IC 2118 (Nebulosa Cabeza de Bruja) de 5° de largo, ubicada a una separación angular de 2,5° de la estrella, o a una distancia proyectada de 39 años luz (12 parsecs) de distancia. A partir de las medidas de otras estrellas incrustadas en nebulosas, se estima que la distancia de IC 2118 es de 949 ± 7 años luz (291 ± 2 parsecs).

Rigel es un miembro periférico de la asociación Orion OB1, que se encuentra a una distancia de hasta 1600 años luz (500 parsecs) de la Tierra. Es un miembro de la Asociación Taurus-Orion R1 vagamente definida, algo más cerca a 1.200 años luz (360 parsecs). Se cree que Rigel está considerablemente más cerca que la mayoría de los miembros de Orion OB1 y la Orion Nebula. Betelgeuse y Saiph se encuentran a una distancia similar a Rigel, aunque Betelgeuse es una estrella fugitiva con una historia compleja y podría haberse formado originalmente en el cuerpo principal de la asociación.

Sistema estelar

El sistema estelar del que forma parte Rigel tiene al menos cuatro componentes. Rigel (a veces llamado Rigel A para distinguirlo de los otros componentes) tiene un compañero visual, que probablemente sea un sistema cercano de tres estrellas. Una estrella más débil en una separación más amplia podría ser un quinto componente del sistema Rigel.

William Herschel descubrió que Rigel era una estrella doble visual el 1 de octubre de 1781 y la catalogó como la estrella 33 en la "segunda clase de estrellas dobles" en su Catálogo de estrellas dobles, generalmente abreviado como H II 33, o como H 2 33 en el catálogo de estrellas dobles de Washington. Friedrich Georg Wilhelm von Struve midió por primera vez la posición relativa de la compañera en 1822, catalogando el par visual como Σ 668. La estrella secundaria a menudo se denomina Rigel B o β Orionis B. La separación angular de Rigel B de Rigel A es 9,5 segundos de arco hacia su sur a lo largo del ángulo de posición 204°. Aunque no es particularmente débil con una magnitud visual de 6,7, la diferencia general en el brillo de Rigel A (alrededor de 6,6 magnitudes o 440 veces más débil) lo convierte en un objetivo desafiante para las aperturas de telescopio de menos de 15 cm (6 pulgadas).

A la distancia estimada de Rigel, la separación proyectada de Rigel B de Rigel A es de más de 2200 unidades astronómicas (UA). Desde su descubrimiento, no ha habido señales de movimiento orbital, aunque ambas estrellas comparten un movimiento propio común similar. La pareja tendría un período orbital estimado de 24 000 años. Gaia Data Release 2 (DR2) contiene un paralaje algo poco fiable para Rigel B, ubicándolo a unos 1100 años luz (340 parsecs), más lejos que la distancia Hipparcos para Rigel, pero similar a la asociación Taurus-Orion R1. No hay paralaje para Rigel en Gaia DR2. Los movimientos propios de Gaia DR2 para Rigel B y los movimientos propios de Hipparcos para Rigel son pequeños, aunque no exactamente iguales.

En 1871, Sherburne Wesley Burnham sospechó que Rigel B era un sistema binario y, en 1878, lo resolvió en dos componentes. Este compañero visual se designa como componente C (Rigel C), con una separación medida del componente B que varía desde menos de 0,1″ hasta alrededor de 0,3″. En 2009, la interferometría moteada mostró los dos componentes casi idénticos separados por 0,124″, con magnitudes visuales de 7,5 y 7,6, respectivamente. Su período orbital estimado es de 63 años. Burnham enumeró el sistema múltiple de Rigel como β 555 en su catálogo de estrellas dobles o BU 555 en el uso moderno.

El componente B es un sistema binario espectroscópico de doble línea, que muestra dos conjuntos de líneas espectrales combinadas dentro de su único espectro estelar. Los cambios periódicos observados en las posiciones relativas de estas líneas indican un período orbital de 9,86 días. Los dos componentes espectroscópicos Rigel Ba y Rigel Bb no se pueden resolver en telescopios ópticos, pero se sabe que ambos son estrellas calientes de tipo espectral alrededor de B9. Este binario espectroscópico, junto con el componente visual cercano Rigel C, es probablemente un sistema físico de triple estrella, aunque Rigel C no se puede detectar en el espectro, lo que es inconsistente con su brillo observado.

En 1878, Burnham encontró otra estrella posiblemente asociada de aproximadamente 13.ª magnitud. Lo enumeró como componente D de β 555, aunque no está claro si está físicamente relacionado o es una alineación coincidente. Su separación de Rigel en 2017 fue 44,5″, casi al norte en un ángulo de posición de 1°. Gaia DR2 encuentra que es una estrella similar al Sol de magnitud 12 aproximadamente a la misma distancia que Rigel. Probablemente una estrella de secuencia principal de tipo K, esta estrella tendría un período orbital de alrededor de 250.000 años, si es parte del sistema Rigel. Se informó sobre un compañero espectroscópico de Rigel sobre la base de variaciones de velocidad radial, e incluso se calculó su órbita, pero el trabajo posterior sugiere que la estrella no existe y que las pulsaciones observadas son intrínsecas a Rigel.

Características físicas

Lugar de Rigel en el centro superior del diagrama Hertzsprung-Rusell

Rigel es una supergigante azul que agotó el combustible de hidrógeno en su núcleo, se expandió y se enfrió a medida que se alejaba de la secuencia principal en la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell. Cuando estaba en la secuencia principal, su temperatura efectiva habría sido de alrededor de 30 000 K. La compleja variabilidad de Rigel en longitudes de onda visuales es causada por pulsaciones estelares similares a las de Deneb. Otras observaciones de las variaciones de la velocidad radial indican que oscila simultáneamente en al menos 19 modos no radiales con períodos que van desde alrededor de 1,2 a 74 días.

La estimación de muchas características físicas de las estrellas supergigantes azules, incluida Rigel, es un desafío debido a su rareza y la incertidumbre acerca de qué tan lejos están del Sol. Como tal, sus características se estiman principalmente a partir de modelos teóricos de evolución estelar. Su temperatura efectiva se puede estimar a partir del tipo espectral y el color en torno a 12 100 K. Una masa de 21 ±3 M_☉ a la edad de 8±1 millones años se ha estimado comparando las trayectorias evolutivas, mientras que el modelado atmosférico del espectro da una masa de 24±8 M_☉.

Aunque Rigel a menudo se considera la estrella más luminosa dentro de los 1.000 años luz del Sol, su producción de energía es poco conocida. Utilizando la distancia Hipparcos de 860 años luz (264 parsecs), la luminosidad relativa estimada para Rigel es unas 120 000 veces mayor que la del Sol (L☉), pero otra distancia publicada recientemente de 1170 ± 130 años luz (360 ± 40 parsecs) sugiere una luminosidad aún mayor de 219 000 L_☉. Otros cálculos basados en modelos evolutivos estelares teóricos de la atmósfera de Rigel arrojan luminosidades entre 83 000 L_☉ y 363 000 L_☉ , mientras que la suma de la distribución de energía espectral de la fotometría histórica con la distancia Hipparcos sugiere una luminosidad tan baja como 61 515 ±11,486 L_☉. Un estudio de 2018 que utilizó el interferómetro óptico de precisión de la Armada midió el diámetro angular como 2,526 mas. Después de corregir el oscurecimiento de las extremidades, se encuentra que el diámetro angular es 2,606±0.009 mas, generando un radio de 74.1+6.1
−7.3 R☉. Una medida anterior del diámetro angular da 2,75±0.01 mas, equivalente a un radio de 78.9 R_☉ en 264 pc. Estos radios se calculan asumiendo la distancia Hipparcos de 264 pc; adoptar una distancia de 360 pc conduce a un tamaño significativamente mayor.

Debido a su cercanía entre sí y la ambigüedad del espectro, se sabe poco sobre las propiedades intrínsecas de los miembros del sistema triple Rigel BC. Las tres estrellas parecen estar cerca de estrellas de secuencia principal de tipo B igualmente calientes que son de tres a cuatro veces más masivas que el Sol.

Evolución

Los modelos de evolución estelar sugieren que las pulsaciones de Rigel están impulsadas por reacciones nucleares en una capa que quema hidrógeno que es, al menos parcialmente, no convectiva. Estas pulsaciones son más fuertes y más numerosas en las estrellas que evolucionaron a través de una fase de supergigante roja y luego aumentaron de temperatura para convertirse nuevamente en una supergigante azul. Esto se debe a la disminución de la masa y al aumento de los niveles de productos de fusión en la superficie de la estrella.

Es probable que Rigel esté fusionando helio en su núcleo. Debido a la fuerte convección del helio producido en el núcleo mientras Rigel estaba en la secuencia principal y en la capa que quema hidrógeno desde que se convirtió en una supergigante, la fracción de helio en la superficie ha aumentado del 26,6 % cuando se formó la estrella al 32 % ahora.. Las abundancias superficiales de carbono, nitrógeno y oxígeno que se ven en el espectro son compatibles con una estrella supergigante posroja solo si sus zonas de convección interna se modelan utilizando condiciones químicas no homogéneas conocidas como Criterios de Ledoux.

Se espera que Rigel finalmente termine su vida estelar como una supernova de tipo II. Es uno de los posibles progenitores de supernova conocidos más cercanos a la Tierra y se espera que tenga una magnitud aparente máxima de alrededor de −11 (aproximadamente el mismo brillo que un cuarto de Luna o alrededor de 300 veces más brillante que Venus). La supernova dejaría un agujero negro o una estrella de neutrones.

Etimología y significado cultural

Orión ilustrada en una copia de Abd al-Rahman al-Sufi Libro de estrellas fijas. El pie a la izquierda está anotado rijl al-jauza al-yusra, el nombre árabe del cual Rigel se deriva.

La primera grabación conocida del nombre Rigel está en las tablas alfonsinas de 1521. Se deriva del nombre árabe Rijl Jauzah al Yusrā, "la pierna (pie) izquierda de Jauzah" (es decir, rijl que significa "pierna, pie"), que se remonta al siglo X. "Jauzá" era un nombre propio para Orión; un nombre árabe alternativo era رجل الجبار rijl al-jabbār, "el pie del grande", de donde proviene el raramente usado nombres de variantes Algebar o Elgebar. Las tablas alfonsinas vieron su nombre dividido en "Rigel" y "Algebar", con la nota, et dicitur Algebar. Nominatur etiam Rigel. Las grafías alternativas del siglo XVII incluyen Regel del astrónomo italiano Giovanni Battista Riccioli, Riglon del astrónomo alemán Wilhelm Schickard y Rigel Algeuze o Algibbar por el erudito inglés Edmund Chilmead.

Con la constelación que representa al cazador mitológico griego Orión, Rigel es su rodilla o (como su nombre indica) pie; con la estrella cercana Beta Eridani marcando el escabel de Orión. Rigel es presumiblemente la estrella conocida como "Aurvandil's toe" en la mitología nórdica. En el Caribe, Rigel representó la pierna amputada de la figura folclórica Trois Rois, él mismo representado por las tres estrellas del Cinturón de Orión. La pierna había sido cortada con un machete por la doncella Bįhi (Sirio). Los lacandones del sur de México lo conocían como tunsel ("pequeño pájaro carpintero").

Rigel era conocida como Yerrerdet-kurrk entre los Wotjobaluk koori del sudeste de Australia, y se consideraba la suegra de Totyerguil (Altair). La distancia entre ellos significaba el tabú que impedía que un hombre se acercara a su suegra. El pueblo indígena boorong del noroeste de Victoria nombró a Rigel como Collowgullouric Warepil. El pueblo Wardaman del norte de Australia conoce a Rigel como el líder del canguro rojo Unumburrgu y director principal de ceremonias en una canción cuando Orión está alto en el cielo. Eridanus, el río, marca una línea de estrellas en el cielo que conduce a él, y las otras estrellas de Orión son sus herramientas ceremoniales y su séquito. Betelgeuse es Ya-jungin "Owl Eyes Flicking", observando las ceremonias.

El pueblo maorí de Nueva Zelanda nombró a Rigel como Puanga, y se dice que es hija de Rehua (Antares), el jefe de las estrellas. Su salida helíaca presagia la aparición de Matariki (las Pléyades) en el cielo del amanecer, marcando el Año Nuevo maorí a finales de mayo o principios de junio. El pueblo Moriori de las islas Chatham, así como algunos grupos maoríes de Nueva Zelanda, marcan el comienzo de su Año Nuevo con Rigel en lugar de las Pléyades. Puaka es una variante del nombre sureño que se usa en la Isla Sur.

En Japón, el clan Minamoto o Genji eligió a Rigel y su color blanco como símbolo, llamando a la estrella Genji-boshi (源氏星), mientras que el clan Taira o Heike adoptó Betelgeuse y su color rojo. Las dos poderosas familias lucharon en la Guerra Genpei; las estrellas se veían enfrentadas entre sí y separadas solo por las tres estrellas del Cinturón de Orión.

En la cultura moderna

El MS Rigel fue originalmente un barco noruego, construido en Copenhague en 1924. Fue requisado por los alemanes durante la Segunda Guerra Mundial y hundido en 1944 mientras se usaba para transportar prisioneros de guerra. Dos barcos de la Marina de los EE. UU. han llevado el nombre de USS Rigel. El SSM-N-6 Rigel fue un programa de misiles de crucero para la Marina de los EE. UU. que se canceló en 1953 antes de llegar al despliegue.

Las Rigel Skerries son una cadena de pequeñas islas en la Antártida, renombradas después de llamarse originalmente Utskjera. Se les dio su nombre actual ya que Rigel se usó como astrofijo. El monte Rigel, con una elevación de 1910 m (6270 pies), también se encuentra en la Antártida.

Debido a su brillo y su nombre reconocible, Rigel también es un elemento popular en la ciencia ficción. Se pueden encontrar representaciones ficticias de Rigel en Star Trek, La guía del autoestopista galáctico, Los Simpson y muchos libros más. películas y juegos.