Портал:Звезды

Ригель , также известный по своему байеровскому обозначению Бета Ориона (β Ori, β Orionis), является самой яркой звездой в созвездии Ориона и седьмой по яркости звездой на ночном небе с визуальной величиной 0,13. Звезда, видимая с Земли, на самом деле является тройной звездной системой с главной звездой (Ригель A) — сине-белым сверхгигантом с абсолютной величиной −7,84 и примерно в 120 000 раз ярче Солнца . Переменная Альфа Лебедя , она периодически пульсирует. Видимая в небольшие телескопы, Ригель B сама по себе является спектроскопической двойной системой, состоящей из двух сине-белых звезд главной последовательности спектрального класса B9.

Если смотреть с расстояния в 1 астрономическую единицу , то он будет охватывать угловой диаметр в 35° и иметь звездную величину -38. Как и другие голубые сверхгиганты, Ригель исчерпал свое ядерное водородное топливо и покинул главную последовательность, расширяясь и становясь ярче по мере продвижения по диаграмме Герцшпрунга-Рассела . Он закончит свою звездную жизнь как сверхновая типа II , взорвавшись и в процессе выбросив материал, который послужит зародышем будущих поколений звезд.

Поскольку он одновременно яркий и движется через область туманности, Ригель освещает несколько пылевых облаков в своей окрестности, в первую очередь IC 2118 (туманность Голова Ведьмы). Ригель также связан с туманностью Ориона , которая, хотя и находится более или менее на той же линии зрения, что и звезда, находится почти в два раза дальше от Земли. Несмотря на разницу в расстоянии, проекция пути Ригеля в пространстве на его ожидаемый возраст приближает его к туманности. В результате Ригель иногда классифицируется как удаленный член Ассоциации Ориона OB1 , наряду со многими другими яркими звездами в этой области неба.

Корона — это тип плазменной « атмосферы » Солнца или другого небесного тела, простирающейся на миллионы километров в космос, наиболее легко наблюдаемой во время полного солнечного затмения , но также наблюдаемой в коронограф . Латинский корень слова corona означает корона .

Высокая температура короны придает ей необычные спектральные особенности, которые привели некоторых к предположению в 19 веке, что она содержит ранее неизвестный элемент, « короний ». Эти спектральные особенности с тех пор были отнесены к высокоионизированному железу ( Fe-XIV ), что указывает на температуру плазмы, превышающую 10 ⁶ кельвинов . Тот факт, что Солнце имеет корону в миллион градусов, был впервые обнаружен Готрианом в 1939 году и Бенгтом Эдленом в 1941 году путем идентификации корональных линий (наблюдаемых с 1869 года) как переходов из низколежащих метастабильных уровней основной конфигурации высокоионизированных металлов (зеленая линия FeXIV на 5303 Å, а также красная линия FeX на 6374 Å).

Свет от короны исходит из трех основных источников, которые называются по-разному, хотя все они разделяют один и тот же объем пространства. K-корона (K для kontinuierlich , «непрерывный» на немецком языке) создается солнечным светом, рассеивающимся на свободных электронах ; доплеровское уширение отраженных фотосферных линий поглощения полностью скрывает их, создавая спектральный вид континуума без линий поглощения. F-корона (F для Fraunhofer ) создается солнечным светом, отражающимся от частиц пыли, и наблюдается, потому что ее свет содержит линии поглощения Фраунгофера, которые видны в сыром солнечном свете; F-корона простирается до очень больших углов удлинения от Солнца, где она называется зодиакальным светом . E-корона (E для emit) обусловлена ​​спектральными линиями излучения, создаваемыми ионами, которые присутствуют в корональной плазме; ее можно наблюдать в широких или запрещенных или горячих спектральных линиях излучения , и она является основным источником информации о составе короны. Солнечная корона намного горячее (почти в 200 раз), чем видимая поверхность Солнца: средняя температура фотосферы составляет 5800 кельвинов по сравнению со средней температурой короны, составляющей от одного до трех миллионов кельвинов.