リゲル

リゲル
リゲルの位置（丸で囲んだ部分）
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座オリオン
発音/ ˈ r aɪ dʒ əl / [ 1 ]または/- ɡ əl / [ 2 ]
あ
赤経05時14分32.27210秒[ 3 ]
赤緯−08° 12′ 05.8981″ [ 3 ]
見かけの等級 （V）0.13～0.12 [ 4 ] (0.05～0.18) [ 5 ]
紀元前
赤経05時14分32.049秒[ 6 ]
赤緯−08° 12′ 14.78″ [ 6 ]
見かけの等級 （V）6.67 [ 7 ] (7.5/7.6) [ 8 ]
特徴
あ
進化段階青色超巨星
スペクトル型B8 Ia [ 9 ]
U−B色指数−0.66 [ 10 ]
B−V色指数−0.03 [ 10 ]
変数型はくちょう座α星[ 11 ]
紀元前
進化段階主系列
スペクトル型B9V + B9V [ 12 ]
天体測量
あ
視線速度（R v）17.8 ± 0.4 [ 13 ] km/s
固有運動（μ）RA:  +1.31 [ 3 ]マス/年十二月:  +0.50 [ 3 ]マス/年
視差（π）3.78 ± 0.34  mas [ 3 ]
距離848 ± 65 光年 (260 ± 20 個) [ 14 ]
絶対等級 （M V）−7.84 [ 9 ]
紀元前
視線速度（R v）17.8 ± 0.4 [ 13 ] km/s
固有運動（μ）RA:  −0.034 [ 15 ]マス/年十二月:  −0.017 [ 15 ]マス/年
視差（π）3.2352 ± 0.0553  mas [ 15 ]
距離1,010 ± 20 光年 (309 ± 5  pc )
軌道[ 12 ]
主要なあ
仲間紀元前
期間（P）24,000 年
軌道[ 7 ]
主要なバ
仲間Bb
期間（P）9.860日
離心率（e）0.1
半振幅（K 1）（プライマリ）25.0 km/s
半振幅（K 2）（二次）32.6 km/s
軌道[ 12 ]
主要なB
仲間C
期間（P）63 歳
詳細
あ
質量21 ± 3 [ 16 ] 男性☉
半径74.1+6.1 −7.3[ 17 ]  R ☉
光度（ボロメトリック）12万+25,000 −21,000[ 18 ]  L ☉
表面重力（log  g）1.75 ± 0.10 [ 19 ]  cgs
温度12,100 ± 150 [ 19 ]  K
金属量[Fe/H]−0.06 ± 0.10 [ 9 ] デックス
回転速度（v  sin  i）25 ± 3 [ 19 ]  km/s
年8 ± 1 [ 9 ] ミル
バ
質量3.84 [ 12 ]  M ☉
Bb
質量2.94 [ 12 ]  M ☉
C
質量3.84 [ 12 ]  M ☉
その他の指定
βオリオニス、ADS  3823、STF  668、BU  555、[ 8 ] H  II  33、[ 20 ] CCDM  J05145-0812、WDS  J05145-0812 [ 21 ]
A : リゲル、アルゲバル、エルゲバル、19 オリオン座、HD  34085、HR  1713、HIP  24436、SAO  131907、BD −08°1063、FK5  194
B : リゲルB、GCRV  3111
データベース参照
シンバッドリゲル
リゲルB

リゲルはオリオン座の赤道に位置する青色超巨星です。バイエル名ではβオリオン（β Orionis）と表記され、ラテン語ではBeta Orionis、略称はBeta Oriまたはβ Oriです。リゲルは、肉眼では青白い光点として見える4つ以上の恒星からなる恒星系 の中で最も明るく質量の大きい恒星であり、その名にちなんで名付けられました。この恒星系は、地球から約850光年（260 パーセク）の距離に位置しています。

スペクトル型B8Iaの恒星であるリゲルは、計算方法や仮定に応じて、太陽の61,500倍から363,000倍の明るさ、18倍から24倍の質量を持つと推定されています。半径は太陽の70倍以上で、表面温度は12,100  K 。恒星風の影響により、リゲルの質量損失は太陽の1000万倍と推定されている。推定年齢700万年から900万年で、リゲルは核の水素燃料を使い果たし、膨張し、冷えて超巨星となった。リゲルはII型 超新星爆発としてその生涯を終えると予想されており、その最終的な残骸は、星の初期質量に応じて 中性子星またはブラックホールとなる。

リゲルの明るさはわずかに変化し、見かけの等級は0.05から0.18まで変化します。明るさの変化の振幅と周期性、そしてスペクトル型から、はくちょう座α星系変光星に分類されます。この固有変光は、不安定な大気の脈動によって引き起こされます。リゲルは一般的に夜空で7番目に明るい恒星であり、オリオン座で最も明るい恒星ですが、時折、より広い範囲で変化するベテルギウスに光が追い抜かれることがあります。

三重星系はリゲルから角度で離れている9.5 秒角。見かけの等級は6.7で、リゲルの400分の1の明るさである。この連星系には大型望遠鏡で見える2つの恒星があり、明るい方は分光連星である。これら3つの恒星はすべて青白色の主系列星で、それぞれ太陽の3～4倍の質量がある。リゲルと三重連星系は共通の重心を周回し、その周期は24,000年と推定されている。三重連星系の内側の恒星は10日ごとに互いの周りを回り、外側の恒星は63年ごとに内側のペアの周りを回る。リゲルや他の恒星から約1分角離れた、はるかに暗い恒星が、同じ恒星系の一部である可能性がある。

命名法

暗い背景に明るい光点と色のついた星雲の糸
オリオン座（右下）とリゲル。可視光線の波長とHα（水素アルファ）スペクトル線でガス雲を強調表示しています。

2016年、国際天文学連合（IAU）は「リゲル」という名称をIAU星名カタログに掲載した。[ 22 ] [ 23 ] IAUによると、この固有名はリゲル系の主成分Aにのみ適用される。この系は、歴史的な天文カタログではHII  33 、Σ668 、β555 、ADS  3823など様々な名称で記載されている。便宜上、リゲルの伴星はリゲルB、[ 23 ] C、Dと呼ばれている。[ 24 ] [ 25 ] IAUはこれらの名称を「非公式な」「便利なニックネーム」と表現している。[ 23 ]現代の包括的なカタログでは、多重星系全体はWDS 05145-0812またはCCDM 05145–0812として知られている。[ 8 ] [ 26 ]

リゲルは1603年にヨハン・バイエルによってオリオン座β星（オリオン座ベータ星）と命名された。 「ベータ」という名称は各星座で2番目に明るい星に一般的に付けられるが、リゲルはほとんどの場合オリオン座α星（ベテルギウス）よりも明るい。[ 27 ]天文学者ジェームズ・B・ケーラーは、リゲルが変光星ベテルギウスに光を追い抜かれた稀な時期にバイエルによって命名されたと推測しており、その結果、ベテルギウスが「アルファ」、リゲルが「ベータ」と指定されたという。[ 24 ]バイエルは星を明るさで厳密に並べたのではなく、等級で分類した。[ 28 ]リゲルとベテルギウスはどちらも1等級と考えられており、オリオン座では各等級の星は北から南の順に並べられていたと考えられている。[ 29 ]リゲルは変光星総合カタログに含まれていますが、すでにバイエル記号が付けられているため、別個の変光星記号はありません。[ 30 ]

リゲルには、フラムスティードのオリオン座19番星（19 Ori）、ブライトスターカタログのHR 1713、ヘンリー・ドレイパーカタログのHD 34085など、様々なカタログから引用された多くの恒星の名称があります。これらの名称は科学文献には頻繁に登場しますが、[ 12 ] [ 16 ] [ 31 ]一般的な文献にはほとんど登場しません。[ 25 ] [ 32 ]   

観察

小型望遠鏡で見たリゲルAとリゲルB

リゲルは、見かけの等級が0.05から0.18の範囲にある固有変光星です。 [ 5 ]太陽を除いて、天球上で7番目に明るい星ですが、ベテルギウスよりも暗いこともあります。 [ 32 ]カペラよりも暗く、カペラもわずかに明るさが変化することがあります。 [ 33 ]リゲルはわずかに青白く見え、BV色指数は-0.06です。[ 34 ]赤みがかったベテルギウスと強いコントラストを成します。[ 35 ]

リゲルは、毎年12月12日の真夜中と1月24日の午後9時に最高潮に達し、北半球では冬の夜、南半球では夏の夜に 見える。[ 27 ]南半球では、リゲルはオリオン座が昇るときに最初に見える明るい星である。[ 36 ]同様に、北半球のほとんどの地域では、オリオン座で最初に沈む星でもある。この星は、アルデバラン、カペラ、ポルックス、プロキオン、シリウスを含む「冬の六角形」の頂点である。リゲルは、世界中のすべての海で簡単に見つけられ、容易に見える（北緯82度線の北の地域を除く）ため、赤道上の航海によく使われる星である。[ 37 ]

分光法

リゲルのスペクトル型は、超巨星の分類順序を決定づけるポイントである。[ 38 ] [ 39 ]全体的なスペクトルは、B型後期星に典型的であり、水素バルマー系列の強い吸収線、中性ヘリウム線、酸素、カルシウム、マグネシウムなどのより重い元素の吸収線を含む。[ 40 ] B8星の光度クラスは、水素スペクトル線の強度と狭さから推定され、リゲルは明るい超巨星クラスIaに割り当てられている。[ 41 ]スペクトルの変動により、リゲルにはB8 Ia、B8 Iab、B8 Iaeなどの異なるクラスが割り当てられている。[ 16 ] [ 42 ]

1888年には既に、スペクトル線のドップラーシフトから推定されたリゲルの視線速度が変動していることが観測されていました。これは当時、約22日の周期を持つ分光的伴星によるものであると確認され、解釈されました。[ 43 ]その後、視線速度は約1000倍に変化することが測定されています。平均10  km/s21.5 km/ s [ 44 ]

1933年、リゲルのスペクトルのHα線が異常に弱く、0.1  nmほど短い波長に向かって伸び、一方、約0.1 nmほど狭い発光スパイクが見られました。主吸収線の長波長側に1.5 nmの領域がある。 [ 45 ]これは現在、スペクトルにおいてこの特徴を強く示す恒星にちなんでP Cygniプロファイルとして知られている。これは、恒星近傍の高密度の恒星風からの放射と、恒星から遠ざかる方向に膨張する恒星周物質からの吸収が同時に起こる質量損失と関連している。[ 45 ]

異常なHα線プロファイルは予測不能な変化を示すことが観測されている。約3分の1の時間は通常の吸収線である。約4分の1の時間では二重ピーク線、すなわち放出核を持つ吸収線、または吸収核を持つ放出線となる。約4分の1の時間ではP Cygniプロファイルを示し、残りの大部分の時間では、放出成分が線の短波長側にある逆P Cygniプロファイルを示す。稀に、純粋なHα線放出が観測されることもある。[ 44 ]線プロファイルの変化は、恒星から放出される物質の量と速度の変化として解釈される。時折、非常に高速な流出が推定され、さらに稀ではあるが、物質が落下してくることも推測される。全体像としては、光球から発生し磁場によって駆動される大きなループ構造が見られる。 [ 46 ]

変動性

リゲルの光度曲線（Moravveji et al . (2012) [ 18 ]より改変）

リゲルは少なくとも1930年以降、明るさの変動が知られている。リゲルの明るさ変動の振幅は小さいため、光電式測光法またはCCD測光法を用いて確実に検出する必要がある。この明るさ変動には明確な周期はない。1984年の18夜にわたる観測では、赤、青、黄色の波長において、数時間から数日間の時間スケールで最大0.13等級の変動が観測されたが、これも明確な周期は見られなかった。リゲルの色指数はわずかに変動するが、明るさの変動と有意な相関関係はない。[ 47 ]

ヒッパルコス衛星による測光分析から、リゲルはαシグニ星型の変光星に属することが確認されており、 [ 48 ]「Bep-AepIaスペクトル型の非放射状脈動超巨星」と定義されています。[ 33 ]これらのスペクトル型で、「e」はスペクトルに輝線があることを示し、「p」はスペクトル特性が指定されていないことを意味します。αシグニ星型変光星は一般に不規則[ 49 ]または準周期を持つと考えられています。[ 50 ]リゲルは、ヒッパルコス測光に基づいて変光星総合カタログの第74番目の変光星名リストに追加されました。[ 51 ]ヒッパルコス測光では、0.039等級の写真振幅と2.075日の可能性のある周期で変化が見られました。[ 52 ]リゲルは2009年にカナダのMOST衛星によって約28日間観測されました。ミリ等級の変動が観測され、フラックスの緩やかな変化は長周期脈動モードの存在を示唆しています。[ 18 ]

質量損失

変光星Hαスペクトル線の観測から、恒星風によるリゲルの質量損失率は次のように推定される。リゲルの恒星風は、年間(1.5 ± 0.4) × 10 −7太陽質量 ( M ☉ /年) の質量損失を放出しており、これは太陽からの質量損失率の約1000万倍である。[ 53 ] 2006年から2010年にかけて、より詳細な可視光線およびK バンド赤外線分光観測とVLTI干渉計による観測が行われた。Hα線とHγ線のプロファイルの解析、および線を生成する領域の測定により、リゲルの恒星風の構造と強度は大きく変化することがわかった。また、恒星風の中にループ構造と腕構造も検出された。Hγ線からの質量損失の計算から、（9.4 ± 0.9）× 10 −7  M ☉ /年（2006-7年）および2009～2010年では、 (7.6 ± 1.1) × 10 −7  M ☉ /年であった。Hα線を用いた計算では、約1.5 × 10 −7  M ☉ /年。終端風速は300 km/sである。 [ 54 ]リゲルは、1930年代に恒星として誕生して以来、太陽の約3倍の質量（ M☉ ）を失ったと推定されている。24 ± 3  M ☉ 700万年から900万年前。[ 9 ]

距離

非常に明るい青白色の星で、その近くにはより暗い星々が点在し、その周囲は明瞭に区切られた星雲の帯状になっている。
エリダヌス座のリゲルと反射星雲IC 2118。リゲルBは主星のまぶしさで見えません。

リゲルの太陽からの距離は、様々な方法によって異なる推定値が得られているため、多少不確かである。以前の推定では、太陽から166パーセク（541光年）離れているとされていた。[ 55 ] 2007年のヒッパルコスによるリゲルの視差の新たな減少は、3.78 ± 0.34 マスで、863光年（265パーセク）の距離となり、誤差は約9％です。[ 3 ]リゲルBは通常、リゲルと物理的に関連し、同じ距離にあると考えられており、ガイアデータリリース3の視差は3.2352 ± 0.0553 mas であり、これは約1,000光年（310パーセク）の距離を示唆している。しかし、この天体の測定値は信頼性が低い可能性がある。[ 15 ]

間接的な距離推定法も用いられている。例えば、リゲルは星雲領域にあると考えられており、その放射線は近くのいくつかの雲を照らしている。その中で最も注目すべきは、長さ5°のIC 2118（魔女の頭星雲）である[ 56 ] [ 57 ]。これは星から2.5°の角度で離れており[ 56 ]、投影距離は39光年（12パーセク）である[ 24 ] 。星雲に埋め込まれた他の星の測定値から、IC  2118までの距離は949±7光年（291±2パーセク）と推定されている[ 58 ] 。

リゲルは、地球から最大1,600光年（500パーセク）の距離に位置するオリオンOB1連星の外れに位置する星です。また、ゆるやかに定義されたおうし座-オリオンR1連星に属し、地球からやや近い1,200光年（360パーセク）の距離にあります。[ 31 ] [ 59 ]リゲルは、オリオンOB1やオリオン星雲のほとんどの星よりもかなり近いと考えられています。ベテルギウスとサイフはリゲルとほぼ同距離にありますが、ベテルギウスは複雑な歴史を持つ逃走星であり、もともと連星本体で形成された可能性があります。[ 42 ]

恒星系

リゲル
分離 = 9.5″周期 = 24,000 年
バ
分離 =0.58 ms周期 =9.860日
Bb
分離 =0.1″周期 = 63 年
C

リゲルの構成要素の階層構造[ 12 ]

リゲルを含む恒星系は、少なくとも4つの構成要素から構成されています。リゲル（他の構成要素と区別するためにリゲルAと呼ばれることもあります）には、視認性の高い伴星があり、これはおそらく近接した三連星系です。より離れた位置にあるより暗い恒星は、リゲル系の5番目の構成要素である可能性があります。

ウィリアム・ハーシェルは1781年10月1日にリゲルが視認可能な二重星であることを発見し、彼の著書『二重星カタログ』の「第2クラスの二重星」の33番星としてカタログに掲載した。 [ 20 ]これは通常 H  II  33 と略され、ワシントン二重星カタログではH  2 33 と表記される。 [ 8 ]フリードリヒ・ゲオルク・ヴィルヘルム・フォン・シュトルーベは1822年に初めて伴星の相対位置を測定し、この視認可能な二重星を Σ 668 としてカタログに掲載した。[ 60 ] [ 61 ]この副星はリゲル B またはオリオン座β星 B と呼ばれることが多い。リゲル B とリゲル A の角度の差は、位置角204°に沿って南に 9.5 秒角である。[ 8 ] [ 62 ]視等級6.7とそれほど暗いわけではないが、リゲルA（約6.6等級、つまり440倍暗い）との全体的な明るさの差は、口径15cm（6インチ）未満の望遠鏡では観測が難しい。[ 7 ] 

リゲルの推定距離では、リゲルBはリゲルAから2,200天文単位（AU）以上離れていると予測される。発見以来、両星は共通の固有運動をしているものの、公転運動の兆候は見られない。[ 57 ] [ 63 ]両星の公転周期は推定24,000年である。 [ 12 ] Gaia Data Release 3 （DR3）には、リゲルBの視差に関する情報が含まれているが、おそらく信頼性は低いと思われる。この情報は、リゲルBを約1,010光年（309パーセク）としており、リゲルのヒッパルコス距離よりは遠いが、おうし座-オリオン座R1の連星系とほぼ同じである。Gaia DR3では、リゲルの視差は見られない。Gaia DR3によるリゲルBの固有運動とリゲルのヒッパルコス固有運動はどちらも小さいが、完全に同じではない。[ 15 ]   

1871年、シャーバーン・ウェズリー・バーナムはリゲルBが連星系ではないかと疑い、1878年にそれを2つの成分に分離した。[ 64 ]この視覚的な伴星は成分C（リゲルC）と指定され、成分Bとの測定された距離は1000万分の1未満から1000万分の1である。0.1インチ前後0.3″。[ 8 ] [ 64 ] 2009年にスペックル干渉法で、ほぼ同一の2つの成分が0.3″離れたところにあることが示された。0.124″、[ 65 ]視等級はそれぞれ7.5等級と7.6等級である。[ 8 ]推定公転周期は63 年である。[ 12 ]バーナムは二重星カタログ にリゲル多重星系をβ 555として記載した[ 64 ] 。現代ではBU 555と呼ばれている。 [ 8 ] 

成分Bは二重線スペクトル連星系であり、単一の恒星スペクトル内に2組のスペクトル線が組み合わさっている。これらの線の相対位置の周期的な変化は、9.86日であることを示唆している。2つのスペクトル成分であるリゲルBaとリゲルBbは光学望遠鏡では分離できないが、どちらもB9の周囲を周回するスペクトル型の高温星であることが知られている。このスペクトル連星系は、近接する視的成分であるリゲルCと共に、物理的には三重星系である可能性が高い[ 63 ]が、リゲルCはスペクトルでは検出されず、観測される明るさと矛盾している[ 7 ] 。 

1878年、バーナムは約13等級の、おそらく関連のある別の恒星を発見した。彼はそれをβ555のD成分としてリストしたが[ 64 ] 、物理的に関連しているのか、偶然の配置なのかは不明である。2017年にリゲルから分離したのは、44.5 ″、ほぼ真北に位置し、位置角は1°です。[ 8 ] Gaia DR2は、この星をリゲルとほぼ同じ距離にある12等級の太陽のような星であると発見しました。[ 66 ]この星はK型主系列星である可能性があり、リゲル系の一部である場合、公転周期は約25万年です。[ 24 ]

リゲルの分光学的伴星は視線速度の変化に基づいて報告され、その軌道も計算されたが、その後の研究ではこの星は存在せず、観測された脈動はリゲル自体に固有のものであることが示唆されている。[ 63 ]

身体的特徴

スペクトル型と絶対等級の軸を持つ陰影付きの領域にいくつかのラベル付き星を示し、上部近くにリゲルのラベルを付けた図
ヘルツシュプルング・ラッセル図の中央上部にあるリゲルの位置

リゲルは、中心核の水素燃料を使い果たし、ヘルツシュプルング・ラッセル図の上部を横切って主系列から離れるにつれて膨張し、冷却した青色超巨星である。[ 5 ] [ 67 ]主系列にあったとき、その有効温度は約30,000  K。[ 68 ]リゲルの可視波長における複雑な変動は、デネブと同様の恒星の脈動によって引き起こされます。視線速度変動のさらなる観測により、リゲルは少なくとも19の非視線モードで同時に振動しており、その周期は約1.2日から74日の範囲であることが示唆されています。[ 18 ]

リゲルを含む青色超巨星の多くの物理的特性の推定は、その希少性と太陽からの距離の不確実性のために困難である。そのため、その特性は主に理論的な恒星進化モデルから推定されている。[ 69 ]その有効温度は、スペクトル型と色から推定され、約12,100  K . [ 19 ]質量21 ± 3  M ☉年齢進化の軌跡を比較すると8 ± 100 万年と推定されているが、スペクトルからの大気モデリングでは質量は24 ± 8  M ☉ . [ 9 ]

リゲルは太陽から1,000光年以内にある恒星の中で最も明るい恒星とよく考えられているが[ 27 ] [ 32 ]、そのエネルギー出力はよく分かっていない。ヒッパルコス距離860光年（264パーセク）を用いると、リゲルの相対光度は太陽の約120,000倍（L☉）と推定されるが[ 18 ] 、 1,170±130光年（360±40パーセク）を用いると、さらに高い光度である219,000  L☉が示唆される。[ 9 ]リゲルの大気の理論的な恒星進化モデルに基づく他の計算では、83,000  L ☉から363,000  L ☉の間の光度が与えられているが、[ 31 ]ヒッパルコス距離と歴史的な測光からのスペクトルエネルギー分布を合計すると、光度は61,515 ± 11,486  L ☉。[ 17 ] 2018年に海軍精密光学干渉計を用いた研究では、角度直径は次のように測定された。2.526 mas 。減光補正後の角直径は2.606 ± 0.009 mas、半径は74.1+6.1 −7.3 R ☉。 [ 17 ]角直径の古い測定法では、2.75 ± 0.01 mas、[ 70 ]半径 78.9  R ☉に相当264 pc . [ 18 ]これらの半径はヒッパルコス距離を仮定して計算されています264 pc ; 距離を採用360 pc は、かなり大きいサイズにつながります。[ 54 ]古い距離の推定値は、ほとんどの場合、現代の推定値よりもはるかに低く、半径の推定値も低くなっています。1922年にジョン・スタンレー・プラスケットが行った推定では、リゲルの直径は 2500 万マイル、または約 28.9  R ☉で、隣のアルデバランよりも小さいとされていました。[ 71 ]

リゲルBC三重星系のメンバーは互いに近いこととスペクトルの曖昧さから、その固有の性質についてはほとんど分かっていません。3つの星はすべて、太陽の3～4倍の質量を持つ、ほぼ同程度の高温のB型主系列星に近いと考えられます。 [ 12 ]

進化

恒星進化モデルによれば、リゲルの脈動は、少なくとも部分的に非対流性の水素燃焼殻における核反応によって駆動されていると示唆されている。これらの脈動は、赤色超巨星段階を経て温度が上昇し、再び青色超巨星となった恒星では、より強く、より多く発生する。これは、恒星の質量が減少し、表面における核融合生成物のレベルが上昇するためである。[ 68 ]

リゲルは中心核でヘリウムの核融合反応を起こしている可能性が高い。 [ 11 ]リゲルが主系列にあった時代に中心核で生成されたヘリウムの強い対流と、超巨星になってからの水素燃焼殻で生成されたヘリウムの強い対流により、表面のヘリウムの割合は星形成時の26.6%から現在では32%に増加している。スペクトルに見られる炭素、窒素、酸素の表面組成は、内部対流層がルドゥー基準として知られる非均質な化学条件を用いてモデル化された場合にのみ、赤色超巨星以降の星と一致する。[ 68 ]

リゲルは、最終的にはII型​​超新星として恒星としての生涯を終えると予想されている。[ 11 ]リゲルは、地球に最も近い既知の超新星の潜在的起源の一つであり、 [ 18 ]最大見かけの等級は約100万倍になると予想されている。-11（半月の明るさとほぼ同じ、または金星の明るさの約300倍）。[ 5 ]超新星爆発の後にはブラックホールか中性子星が残る。[ 11 ]

語源と文化的意義

オリオン座の星々に戦士の像を重ねた中世のイラストレーション
アブドゥル・ラフマーン・アル・スーフィーの『恒星の書』に描かれたオリオン座。左脚には「リジュル・アル・ジャウザ・アル・ユスラ」と記されており、これはリゲルの由来となったアラビア語名である。[ a ]

リゲルという名前の最も古い記録は、 1521 年のアルフォンシヌの表にあります。これは、アラビア語の名前Rijl Jauzah al Yusrā、「ジャウザの左脚 (足)」 (つまり、rijl は「脚、足」を意味します) に由来しており、10 世紀まで遡ることができます[ 73 ] 。 [ 74 ]「ジャウザ」はオリオン座の固有名であった。別のアラビア語名は、「偉大なる者の足」を意味するرجل الجبار rijl al-jabbārで、これに由来して、めったに使用されない変種名AlgebarまたはElgebar が派生しました。アルフォンサイン表では、その名前が "Rigel" と "Algebar" に分割され、 「et dicitur Algebar」という注記が付けられました。ノミナチュア・エティアム・リゲル。[ b ] [ 75 ] 17世紀の別の綴りとしては、イタリアの天文学者ジョヴァンニ・バッティスタ・リッチョーリによるRegel、ドイツの天文学者ヴィルヘルム・シッカードによるRiglon、イギリスの学者エドマンド・チルミードによるRigel AlgeuzeまたはAlgibbarなどがある。[ 73 ]

この星座はギリシャ神話の狩人オリオンを表しており、リゲルはオリオンの膝、あるいは（その名前が示すように）足である。近くのエリダニ座β星はオリオンの足台となっている。[ 27 ]リゲルはおそらく北欧神話で「アウルヴァンディルのつま先」として知られる星である。[ 76 ]カリブ海では、リゲルはオリオン座のベルトの3つの星で表される民話の人物トロワ・ロワの切断された脚を表していた。その脚は乙女ビーヒ（シリウス）によってカトラスで切断された。[ 77 ]メキシコ南部のラカンドン族はこれをtunsel（「小さなキツツキ」）として知っていた。[ 78 ]

リゲルは、オーストラリア南東部のウォトジョバルク・クーリ族からはイェレルデット・クルクと呼ばれ、トティエルギル（アルタイル）の義母とされていました。二人の距離は、男性が義母に近づくことを禁じるタブーを意味していました。[ 79 ]ビクトリア州北西部の先住民族、ブーロン族は、リゲルをコロウグルリック・ワレピルと呼んでいました。[ 80 ]オーストラリア北部のワルダマン族は、リゲルをアカカンガルーのリーダー、ウヌンブルグと呼び、オリオン座が空高く昇る際に歌の列をなす儀式の指揮者としています。エリダヌス座（川）は、そこへ続く星の列を示し、オリオン座の他の星々は、リゲルの儀式の道具と側近です。ベテルギウスは、儀式を見守る「フクロウの目」、ヤジュンギンです。 [ 81 ]

ニュージーランドのマオリ族はリゲルをプアンガと名付けました。これは万物の主であるレフア（アンタレス）の娘だと言われています。 [ 82 ]リゲルのヘリアカルライジングは、夜明けの空にマタリキ（プレアデス）が現れる前兆であり、5月下旬から6月上旬のマオリの新年を告げます。チャタム諸島のモリオリ族やニュージーランドの一部のマオリ族は、プレアデスではなくリゲルで新年を迎えます。[ 83 ]プアカは南島で使われる南部の名前の異形です。 [ 84 ]

日本では、源氏はリゲルとその白い色を象徴として選び、源氏星と名付けました。一方、平氏はベテルギウスとその赤い色を採用しました。両大家は源平合戦を戦いました。この二つの星は互いに対峙し、オリオン座の三つの星によってのみ隔てられていると考えられていました。[ 85 ] [ 86 ] [ 87 ]

現代文化では

MSリゲルは元々はノルウェー船で、1924年にコペンハーゲンで建造されました。第二次世界大戦中にドイツに接収され、1944年に捕虜の輸送中に沈没しました。[ 88 ]アメリカ海軍の2隻の艦艇がUSSリゲルという名前を冠しています。[ 89 ] [ 90 ] [ 91 ] SSM -N-6リゲルはアメリカ海軍の巡航ミサイルプログラムでしたが、配備される前に1953年に中止されました。[ 92 ]

リゲル諸島は南極大陸にある小さな島々の連なりで、元々はウツクジェラ島と呼ばれていましたが、後に改名されました。リゲル島が天体測量装置として使われていたため、現在の名称が付けられました。[ 93 ]標高1,910メートル（6,270フィート）のリゲル山も南極大陸にあります。[ 94 ]

参照

注記

  1. ^アル＝スーフィーの著書はラテン語をはじめとするヨーロッパの言語に翻訳された。アル＝スーフィー自身が星座ごとに2つの図を考案した。1つは天球儀で天を見上げた観測者から見た星座の見え方を示し、もう1つは天球儀で天を見下ろした観測者から見た星座の見え方を示している。 [ 72 ]
  2. ^文字通り「…アルゲバルと呼ばれる。リゲルとも呼ばれる。」

参考文献

  1. ^クニッツシュ, ポール; スマート, ティム (2006). 『現代の星名辞典：254の星名とその由来についての短いガイド（第2版）』ケンブリッジ, マサチューセッツ州: Sky Pub . ISBN 978-1-931559-44-7。
  2. ^アプトン、クライヴ、クレッツマー、ウィリアム・A・ジュニア (2017). 『ラウトレッジ現代英語発音辞典（第2版）』ラウトレッジ、p. 1150. ISBN 978-1-138-12566-7。
  3. ^ a b c d e f van Leeuwen, F. (2007). 「新しいヒッパルコス還元の検証」.天文学と天体物理学. 474 (2): 653– 664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V . doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID 18759600 . 
  4. ^ Ducati, JR (2002). 「VizieRオンラインデータカタログ：ジョンソン11色システムによる恒星測光カタログ」. CDS/ ADC電子カタログコレクション. 2237.書誌コード: 2002yCat.2237....0D .
  5. ^ a b c d Guinan, EF; Eaton, JA; Wasatonic, R.; Stewart, H.; Engle, SG; McCook, GP (2010). 「明るい青色超巨星リゲルの時系列測光と分光：SN II祖星の大気と内部の探査」国際天文学連合紀要5 : 359. Bibcode : 2010HiA....15..359G . doi : 10.1017/S1743921310009798 .
  6. ^ a b Epchtein, N.; et al. (1997年3月). 「深部近赤外線南天サーベイ（DENIS）」. The Messenger . 87 : 27–34 . Bibcode : 1997Msngr..87...27E .
  7. ^ a b c dサンフォード、ロスコー F. (1942). 「リゲルの伴星の分光軌道」 .天体物理学ジャーナル. 95 : 421. Bibcode : 1942ApJ....95..421S . doi : 10.1086/144412 .
  8. ^ a b c d e f g h iメイソン, ブライアン・D.; ワイコフ, ゲイリー・L.; ハートコフ, ウィリアム・I.; ダグラス, ジェフリー・G.; ウォーリー, チャールズ・E. (2001). 「2001年米国海軍天文台二重星CD-ROM. I. ワシントン二重星カタログ」 .天文学ジャーナル. 122 (6): 3466– 3471.書誌コード: 2001AJ....122.3466M . doi : 10.1086/323920 .
  9. ^ a b c d e f g Przybilla, N.; Butler, K.; Becker, SR; Kudritzki, RP (2006). 「BA型超巨星の定量分光法」.天文学と天体物理学. 445 (3): 1099– 1126. arXiv : astro-ph/0509669 . Bibcode : 2006A&A...445.1099P . doi : 10.1051/0004-6361:20053832 . S2CID 118953817 . 
  10. ^ a b Nicolet, B. (1978). 「UBVシステムにおける均質測定の光電測光カタログ」.天文学と天体物理学補足シリーズ. 34 : 1– 49.書誌コード: 1978A&AS...34....1N .
  11. ^ a b c dモラフヴェジ、エーサン;モヤ、アンドレス。ガイナン、エドワード F. (2012)。 「近くの SN-II 前駆体: リゲルの星地震学。パート II。重力モードの脈動を引き起こすε機構?」。天体物理学ジャーナル。749 (1): 74–84 . arXiv : 1202.1836。Bibcode : 2012ApJ...749...74M。土井：10.1088/0004-637X/749/1/74。S2CID 119072203。 
  12. ^ a b c d e f g h i j k Tokovinin, AA (1997). 「MSC – 物理的多重星のカタログ」 .天文学と天体物理学補足シリーズ. 124 : 75–84 . Bibcode : 1997A&AS..124...75T . doi : 10.1051/aas:1997181 . S2CID 30387824 . 
  13. ^ a b Gontcharov, GA (2006). 「共通システムにおける35,495個のヒッパルコス星の視線速度のプルコヴォ集計」.天文学レターズ. 32 (11): 759– 771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode : 2006AstL...32..759G . doi : 10.1134/S1063773706110065 . S2CID 119231169 . 
  14. ^ De Almeida, ES G.; Hugbart, M.; Domiciano De Souza, A.; Rivet, JP; Vakili, F.; Siciak, A.; Labeyrie, G.; Garde, O.; Matthews, N.; Lai, O.; Vernet, D.; Kaiser, R.; Guerin, W. (2022). 「分光法と強度干渉法を組み合わせた青色超巨星P Cygni と Rigel の距離測定」王立天文学会月報515 (1): 1– 12. arXiv : 2204.00372 . Bibcode : 2022MNRAS.515....1D . doi : 10.1093/mnras/stac1617 .
  15. ^ a b c d e Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaiaデータリリース3. コンテンツとサーベイプロパティの概要」 .天文学と天体物理学. 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode : 2023A&A...674A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . VizieRにおけるこのソースの Gaia DR3 レコード。
  16. ^ a b c Shultz, M.; Wade, GA; Petit, V.; Grunhut, J.; Neiner, C.; Hanes, D.; MiMeS Collaboration (2014). 「BA超巨星の風における磁気閉じ込めの観測的評価」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 438 (2): 1114. arXiv : 1311.5116 . Bibcode : 2014MNRAS.438.1114S . doi : 10.1093/mnras/stt2260 . S2CID 118557626 . 
  17. ^ a b c Baines, Ellyn K.; Armstrong, J. Thomas; Schmitt, Henrique R.; Zavala, RT; Benson, James A.; Hutter, Donald J.; Tycner, Christopher; van Belle, Gerard T. (2017). 「海軍精密光学干渉計による87個の星の基本パラメータ」天文学ジャーナル155 ( 1): 16. arXiv : 1712.08109 . Bibcode : 2018AJ....155...30B . doi : 10.3847/1538-3881/aa9d8b . S2CID 119427037 . 
  18. ^ a b c d e f g Moravveji, Ehsan; Guinan, Edward F.; Shultz, Matt; Williamson, Michael H.; Moya, Andres (2012). 「近傍SN-II前駆天体：リゲルの星震学。パートI．最高精度測光法と視線速度モニタリング」. The Astrophysical Journal . 747 (1): 108– 115. arXiv : 1201.0843 . Bibcode : 2012ApJ...747..108M . doi : 10.1088/0004-637X/747/2/108 . S2CID 425831 . 
  19. ^ a b c d Przybilla, N. (2010). 「大質量星におけるCNOサイクル物質の混合」.天文学と天体物理学. 517 : A38. arXiv : 1005.2278 . Bibcode : 2010A&A...517A..38P . doi : 10.1051/0004-6361/201014164 . S2CID 55532189 . 
  20. ^ a bハーシェル氏、ワトソン博士（1782年1月1日）。「二重星のカタログ。ハーシェル氏（FRS）著、ワトソン博士（ジュン）伝達」。ロンドン王立協会哲学論文集。72 : 112–162 [128]。書誌コード：1782RSPT...72..112H。doi：10.1098 / rstl.1782.0014。S2CID 186209247。 2019年5月3日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF）。2020年1月23日閲覧。1782年1月10日閲覧。 
  21. ^ “オリを賭ける” .シンバッド。ストラスブール天文学センター。2019 年2 月 13 日に取得。
  22. ^ 「IAU 星名カタログ」国際天文学連合 (IAU) 2018年7月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年7月28日閲覧。
  23. ^ a b c Mamajek, Eric E.; et al. (2018). 「Division C: Working Group on Star Names」. Benvenuti, Piero (ed.). Transactions IAU:Volume XXXA: Reports on Astronomy 2015–2018 (PDF) . Cambridge, UK: Cambridge University Press . 2019年8月23日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) .
  24. ^ a b c d Kaler, James B. (2009年9月26日). 「リゲル」 .星. 2019年4月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年2月1日閲覧。
  25. ^ a bガーフィンクル、ロバート・A. (1997). 『スターホッピング：宇宙を見るためのビザ』ケンブリッジ、イギリス:ケンブリッジ大学出版局. pp.  70– 71. ISBN 978-0-521-59889-7。
  26. ^ Dommanget、J.;ニス、O. (1994)。 「Catalogue des composantes d'etoiles doubles et multiples (CCDM) 初版 – 二重星と多重星の成分のカタログ (CCDM) 初版」。ベルギー王立天文台通信。115 : 1.ビブコード: 1994CoORB.115....1D。
  27. ^ a b c dシャーフ、フレッド (2008). 『最も明るい星々：空で最も輝く星々を通して宇宙を発見する』 ホーボーケン、ニュージャージー州:ワイリーpp.  159– 162, 257.書誌コード: 2008bsdu.book.....S . ISBN 978-0-470-24917-8。
  28. ^リドパス、イアン (1989). 「バイエルのウラノメトリアとバイエルの手紙」 .スター・テイルズ. ケンブリッジ、イギリス: ラターワース・プレス. ISBN 978-0-7188-2695-6。
  29. ^ムーア、パトリック（1996年）『ブリリアント・スターズ』ロンドン：カッセル社、ISBN 978-0-304-34903-6。
  30. ^ 「変光星の命名法」英国天文学会。2016年9月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年2月11日閲覧。
  31. ^ a b c Markova, N.; Prinja, RK; Markov, H.; Kolka, I.; Morrison, N.; Percy, J.; Adelman, S. (2008). 「後期B型超巨星の風構造．I. HD 199 478 (B8 Iae) の地表近傍および風構造の多線解析」.天文学と天体物理学. 487 (1): 211. arXiv : 0806.0929 . Bibcode : 2008A&A...487..211M . doi : 10.1051/0004-6361:200809376 . S2CID 18067739 . 
  32. ^ a b cバーナム、ロバート (1978) [1966].バーナムの天体ハンドブック 第2巻：太陽系外宇宙への観測者ガイド ニューヨーク：ドーバー出版 pp.  1299– 1301. ISBN 978-0-486-23568-4。
  33. ^ a bサムス、NN;カザロベッツ、EV。ドゥルレヴィッチ、OV。キリーバ、ニューサウスウェールズ州。パスツホバ、EN (2017)。 「変光星の総合カタログ」。天文学レポート。 5.1. 61 (1): 80–88。ビブコード: 2017ARep...61...80S。土井：10.1134/S1063772917010085。S2CID 125853869。 
  34. ^ 「星の色」オーストラリア望遠鏡・アウトリーチ・教育 オーストラリア連邦科学産業研究機構2004年12月21日オリジナルより2012年3月18日時点のアーカイブ。 2014年6月28日閲覧。
  35. ^ 『ユニバース：決定版ビジュアルガイド』ロンドン：ドーリング・キンダースリー・リミテッド、2012年10月1日、233ページ。ISBN 978-1-4093-2825-4。
  36. ^エリヤード, デイヴィッド; ティリオン, ウィル (2008) [1993]. 『サザンスカイガイド』（第3版）. ポートメルボルン, ビクトリア州:ケンブリッジ大学出版局. pp.  58–59 . ISBN 978-0-521-71405-1。
  37. ^ケリガン、トーマス (1835). 『ムーアの航法術の改良：恒星と惑星による緯度、経度、および方位磁針の偏差を求める理論と実践。これに接頭辞として、新天体早見盤の説明と使用法を付記』ロンドン: ボールドウィン・アンド・クラドック社. p. 132.
  38. ^ Morgan, WW; Abt, Helmut A.; Tapscott, JW (1978). Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun . Williams Bay: Yerkes Observatory, University of Chicago, and Kitt Peak National Observatory. Bibcode : 1978rmsa.book.....M .
  39. ^ Morgan, WW; Roman, Nancy G. (1950). 「ヤーキーズスペクトルアトラス体系における超巨星の改訂基準」.アストロフィジカルジャーナル. 112 : 362. Bibcode : 1950ApJ...112..362M . doi : 10.1086/145351 .
  40. ^アベッティ、ジョルジオ（1963年）「太陽研究」ニューヨーク：マクミラン社、  16頁。
  41. ^モーガン, ウィリアム・ウィルソン; キーナン, フィリップ・チャイルズ; ケルマン, エディス (1943). 『恒星スペクトル地図帳、スペクトル分類の概要付き』 シカゴ、イリノイ州: シカゴ大学出版局. Bibcode : 1943assw.book.....M .
  42. ^ a b Bally, J. (2008). 「オリオン座複合銀河団の概要」 .星形成領域ハンドブック: 459. arXiv : 0812.0046 . Bibcode : 2008hsf1.book..459B .
  43. ^ Plaskett, JS (1909). 「分光連星オリオン座β星」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 30:26 . Bibcode : 1909ApJ....30...26P . doi : 10.1086/141674 .
  44. ^ a b Morrison, ND; Rother, R.; Kurschat, N. (2008). B8Ia型超巨星リゲル（βオリオン）におけるHα線プロファイルの変動. ホットスター風による凝集. p. 155. Bibcode : 2008cihw.conf..155M .
  45. ^ a b Struve, O. (1933). 「リゲルのスペクトルにおける水素の輝線」.天体物理学ジャーナル. 77:67 . Bibcode : 1933ApJ....77...67S . doi : 10.1086/143448 .
  46. ^イスラエル人、G.チェンツォフ、E.ムサエフ、F. (1997)。「リゲル (オリオン座 β A) の不均質な星周エンベロープ」。王立天文協会の月次通知。290 (3): 521–532。ビブコード: 1997MNRAS.290..521I。土井：10.1093/mnras/290.3.521。
  47. ^ Guinan, EF; McCook, GP; Harris, WT; Speranzini, D.; Wacker, SW (1985). 「リゲルの光、色、Hアルファ線の変化」.変光星情報速報. 2762 : 1.書誌コード: 1985IBVS.2762....1G .
  48. ^ Waelkens, C.; Aerts, C.; Kestens, E.; Grenon, M.; Eyer, L. (1998). 「ヒッパルコス衛星によるB型恒星の偏りのないサンプルの研究：大量の新しい低速脈動B型恒星の発見」.天文学と天体物理学. 330 : 215– 221.書誌コード: 1998A&A...330..215W .
  49. ^ 「VSXにおける変光星タイプの指定」 AAVSO。2017年10月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年4月26日閲覧。
  50. ^ヴァン・ジェンダレン、AM;ボーベンシェン、H.エンゲルスマン、ＥＣ；グドフロイ、P.ヴァン・ハールレム国会議員。ハルトマン、D.ラトゥール、HJ;ン、YK;プレイン、JJ;ファン・ルールムント、FHPM;ルーゲリング、HJA;スティマン、FWM。 Tijdhof、W. (1989)。 「大質量星の光の変化（白鳥座α星変光星）。 IX」。天文学および天体物理学のサプリメント シリーズ。79 : 263。ビブコード: 1989A&AS...79..263V。
  51. ^カザロヴェッツ、EV;ニューサウスウェールズ州サムス。ドゥルレヴィッチ、OV。ミシシッピ州フロロフ。アンティピン、SV;キリーバ、ニューサウスウェールズ州。パスツホバ、EN (1999)。 「第74回変光星の特別名前一覧」。変光星情報速報。4659 : 1. Bibcode : 1999IBVS.4659....1K。
  52. ^ Lefèvre, L.; Marchenko, SV; Moffat, AFJ; Acker, A. (2009). 「HIPPARCOS測光法に基づくOB星間の変動性の体系的研究」 .天文学と天体物理学. 507 (2): 1141– 1201. Bibcode : 2009A&A...507.1141L . doi : 10.1051/0004-6361/200912304 .
  53. ^ Chesneau, O.; Dessart, L.; Mourard, D.; Bério, Ph.; Buil, Ch.; Bonneau, D.; Borges Fernandes, M.; Clausse, JM; Delaa, O.; Marcotto, A.; Meil​​land, A.; Millour, F.; Nardetto, N.; Perraut, K.; Roussel, A.; Spang, A.; Stee, P.; Tallon-Bosc, I.; McAlister, H.; Ten Brummelaar, T.; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Turner, N.; Farrington, C.; Goldfinger, PJ (2010). 「VEGA/CHARA干渉計によるデネブとリゲルのHα線形成領域の時間、空間、スペクトル分解能」『天文学と天体物理学』。521：A5。arXiv : 1007.2095。ビブコード: 2010A&A...521A...5C。土井：10.1051/0004-6361/201014509。S2CID 10340205。 
  54. ^ a b Chesneau, O.; Kaufer, A.; Stahl, O.; Colvinter, C.; Spang, A.; Dessart, L.; Prinja, R.; Chini, R. (2014). 「高空間・高スペクトル分解能で探査されたリゲルの変動恒星風」.天文学と天体物理学. 566 : A125. arXiv : 1405.0907 . Bibcode : 2014A&A...566A.125C . doi : 10.1051/0004-6361/201322894 . S2CID 118404460 . 
  55. ^ギャラクシーv23n06（1965年8月）。
  56. ^ a b Guieu, S.; et al. (2010). 「スピッツァーによるIC 2118の観測」.アストロフィジカル・ジャーナル. 720 (1): 46– 63. arXiv : 1007.0241 . Bibcode : 2010ApJ...720...46G . doi : 10.1088/0004-637X/720/1/46 . S2CID 119262311 . 
  57. ^ a bジェディッケ、ピーター;レヴィ、デヴィッド H. (1992)。 「リーガルリゲル」。新コスモス。ウィスコンシン州ウォーキシャ: Kalmbach Books。48～ 53ページ 。
  58. ^ Kounkel, Marina; et al. (2018). 「APOGEE-2によるオリオン星形成複合体のサーベイ。II. 6次元構造」 . The Astronomical Journal . 156 (3): 22. arXiv : 1805.04649 . Bibcode : 2018AJ....156...84K . doi : 10.3847/1538-3881/aad1f1 . S2CID 119509277. 84. 
  59. ^ Racine, R. (1968). 「反射星雲の星々」 .天文学ジャーナル. 73 : 233. Bibcode : 1968AJ.....73..233R . doi : 10.1086/110624 .
  60. ^シュトルーヴェ、フリードリヒ・ゲオルク・ヴィルヘルム (1827)。Specula Universitatis Caesareae Dorpatensis per magnum telescopium achromaticum Fraunhoferi detectarum の Catalogus novus stellarum duplicium と multiplicium maxima ex parte。ドルパティ・リボノルム：J.C.シューンマン。
  61. ^ Webb, TW (1917). Celestial Objects for Common Telescopes . London: Longmans, Green and Co. p.  218 . 2016年4月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年3月7日閲覧。
  62. ^バキッチ、マイケル・E. (2010). 『死ぬ前に見るべき1001の天体不思議』 ニューヨーク：シュプリンガー434頁.書誌コード：2010ocws.book.....B . ISBN 978-1441917775. 2019年2月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年2月1日閲覧。
  63. ^ a b c Pourbaix, D.; et al. (2004). 「SB 9 ：分光連星軌道の第9カタログ」.天文学と天体物理学. 424 (2): 727– 732. arXiv : astro-ph/0406573 . Bibcode : 2004A&A...424..727P . doi : 10.1051/0004-6361:20041213 . S2CID 119387088 . 
  64. ^ a b c dバーナム, SW (1900). 「1871年から1899年にかけてS・W・バーナムによって発見された二重星の総合カタログ（赤経順）」ヤーキス天文台の出版物. 1 : 59– 60.書誌コード: 1900PYerO...1....1B .
  65. ^メイソン, ブライアン・D.; ハートコフ, ウィリアム・I.; ギース, ダグラス・R.; ヘンリー, トッド・J.; ヘルセル, ジョン・W. (2009). 「大質量星の高角度分解能多重度」.天文学ジャーナル. 137 (2): 3358. arXiv : 0811.0492 . Bibcode : 2009AJ....137.3358M . doi : 10.1088/0004-6256/137/2/3358 . S2CID 119268845 . 
  66. ^ Brown, AGA ; et al. ( Gaia collaboration ) (2018年8月). 「Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties 」 . Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .VizieRにおけるこのソースの Gaia DR2 レコード。
  67. ^シーズ、マイケル・A.、バックマン、ダナ (2015). 『天文学の基礎』ボストン、マサチューセッツ州:センゲージ・ラーニング274頁. ISBN 978-1-305-56239-4。
  68. ^ a b cジョージー、シリル;斎王秀行；ジョルジュ・メイネ (2014)。「ルドゥ基準によって解決された白鳥座α星変光星のCNO存在量のパズル」。王立天文協会の月次通知: 手紙。439 : L6～ L10。arXiv : 1311.4744。ビブコード: 2014MNRAS.439L...6G。土井：10.1093/mnrasl/slt165。S2CID 118557550。 
  69. ^ Demarque, P.; Guenther, DB; Li, LH; Mazumdar, A.; Straka, CW (2008年8月). 「YREC: イェール大学回転恒星進化コード」.天体物理学と宇宙科学. 316 ( 1–4 ): 31– 41. arXiv : 0710.4003 . Bibcode : 2008Ap&SS.316...31D . doi : 10.1007/s10509-007-9698-y . ISBN 978-1402094408. S2CID  14254892 .
  70. ^ Aufdenberg, JP; et al. (2008). 「周縁部の暗化：温暖化の進行」 Richichi A.; Delplancke F.; Paresce F.; Chelli A. (編).光/赤外線干渉計の威力. Eso Astrophysics Symposia. 第1巻. ベルリン: Springer. pp.  71– 82. Bibcode : 2008poii.conf...71A . doi : 10.1007/978-3-540-74256-2_8 . ISBN 978-3-540-74253-1。
  71. ^ Plaskett, JS (1922). 「星の次元」.太平洋天文学会刊行物. 34 (198): 79– 93. Bibcode : 1922PASP...34...79P . doi : 10.1086/123157 . ISSN 0004-6280 . JSTOR 40668597 .  
  72. ^ Langermann, Y. Tzvi (2018). 「数学、天文学、占星術」 . カサグランデ＝キム, ロバータ; スロープ, サミュエル; ウケレス, ラケル (編). 『ロマンスと理性：古典的過去のイスラム的変容』 . プリンストン, ニュージャージー: プリンストン大学出版局. pp.  92– 93. ISBN 978-0-691-18184-4。
  73. ^ a bアレン、リチャード・ヒンクリー(1963) [1899].星の名前：その伝承と意味（復刻版）. ニューヨーク：ドーバー出版. pp.  312– 313. ISBN 978-0-486-21079-7。{{cite book}}:ISBN / 日付の非互換性（ヘルプ）
  74. ^パウル・クニッチュ (1959)。ヨーロッパのアラビッシュ・シュテルナメン（ドイツ語）。ヴィースバーデン：オットー・ハラソヴィッツ。 p. 46.
  75. ^ Kunitzsch, P. (1986). 「アルフォンソ表に共通して添付されている星表」.天文学史ジャーナル. 17 (2): 89– 98. Bibcode : 1986JHA....17...89K . doi : 10.1177/002182868601700202 . S2CID 118597258 . 
  76. ^リチャード・クレアスビー、グッドブランド・ヴィグフッソン (1874). 『アイスランド語-英語辞典』オックスフォード、イギリス:クラレンドン・プレス.
  77. ^テイラー、ダグラス (1946). 「カリブ海の星の伝承に関する覚書」 .アメリカン・アンソロポジスト. 48 (2): 215– 222. doi : 10.1525/aa.1946.48.2.02a00030 . JSTOR 663691 . 
  78. ^ミルブラス、スーザン (1999). 『マヤの星神：芸術、民話、暦における天文学』 オースティン、テキサス州：テキサス大学出版局39ページ. ISBN 978-0-292-75226-9。
  79. ^ Mudrooroo (1994). 『アボリジニ神話：最古の伝説から現代までのアボリジニ神話の歴史を網羅したAZ』ロンドン：ハーパーコリンズ、p. 142. ISBN 978-1-85538-306-7。
  80. ^ハマチャー、デュアン W.;デビッド J. フリュー (2010)。 「りゅうこつ座イータの大噴火に関するオーストラリア先住民の記録」。天文学の歴史と遺産のジャーナル。13 (3 ) : 220–234.arXiv : 1010.4610 。Bibcode : 2010JAHH...13..220H。土井：10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06。S2CID 118454721。 
  81. ^ハーニー、ビル・イドゥムドゥマ; ケアンズ、ヒュー・C. (2004) [2003]. Dark Sparklers (改訂版). メリンブラ、ニューサウスウェールズ州: ヒュー・C・ケアンズ. pp.  139– 140. ISBN 978-0-9750908-0-0。
  82. ^パーカー、ジャネット、ミルズ、ジュリー・スタントン (2007). 『神話学：神話、伝説、そして幻想』 ニューヨーク：ストルイク出版社419頁. ISBN 978-1-77007-453-8. 2014年1月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年11月3日閲覧。
  83. ^ケリー、デイビッド・H.、ミローネ、ユージン・F. (2011). 『古代の空を探る：古代・文化天文学概論』 ニューヨーク：シュプリンガー341頁ISBN 978-1-4419-7623-9。
  84. ^ Best, Elsdon (1922). Astronomical Knowledge of the Maori: Genuine and Empirical . Wellington, New Zealand: Dominion Museum . pp.  39– 40. 2012年11月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年11月16日閲覧。
  85. ^レンショウ、スティーブ、伊原沙織（1999年10月）「夜渡る星」レンショウ・ワークス。2020年6月16日閲覧。
  86. ^ “松村朗 (1988).大辞林[大辞林] (in Japanese). 東京:三省堂. ISBN 978-4-385-14001-8。
  87. ^野尻法永(2002).新正座巡礼。東京：中央公論新社。 p. 19.ISBN​ 978-4-12-204128-8。
  88. ^ "MS. Rigel" . Minnehallen (The Memorial Hall) (ノルウェー語). 2019年2月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年1月5日閲覧。
  89. ^シルバーストーン、ポール・H. (1968). 『第二次世界大戦のアメリカ軍艦』 ガーデンシティ、ニューヨーク：ダブルデイ・アンド・カンパニー. p. 283.
  90. ^ “NH 1874 USS RIGEL (AD-13), 1922-46” . 海軍歴史遺産司令部. 2019年5月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年6月14日閲覧。
  91. ^ “80-G-1017252 USS リゲル (AF-58)” . 海軍歴史遺産司令部. 2020年6月14日閲覧。
  92. ^イェンネ、ビル（2018年）『アメリカ巡航ミサイル全史』ミネソタ州フォレストレイク：スペシャルティ・プレス、p.69、ISBN 978-1-58007-256-4。
  93. ^ 「Antarctica Detail: ID 12640」 .米国地質調査所.米国内務省. 2019年2月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年2月2日閲覧。
  94. ^ 「Antarctica Detail: ID 12639」 .米国地質調査所.米国内務省. 2020年11月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年2月2日閲覧。
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