Войти
  Местоположение σ Ori (в кружке) | |
| Данные наблюдений. Epoch J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Орион |
| Прямое восхождение | 05 38 42.0 |
| Склонение | −2 ° 36 ′ 00 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | A: 4,07. B: 5,27. C: 8,79. D: 6,62. E: 6,66 (6,61 - 6,77) |
| Характеристики | |
| AB | |
| Спектральный тип | O9.5V + B0,5V |
| U-B индекс цвета | -1,02 |
| B-V индекс цвета | -0,31 |
| C | |
| Спектральный тип | A2 V |
| U-B индекс цвета | -0,25 |
| B-V индекс цвета | -0,02 |
| D | |
| Спектральный тип | B2 V |
| U-B цвет индекс | -0,87 |
| B-V индекс цвета | -0,17 |
| E | |
| Спектральный тип | B2 Vpe |
| U-B индекс цвета | -0,84 |
| B − V индекс цвета | −0,09 |
| Тип переменной | SX Ari |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | −29,45 ± 0,45 км / с |
| Параллакс (π) | AB: 3.04 ± 8.92 mas. D: 6.38 ± 0.90 mas |
| Расстояние | 387,51 ± 1,32 pc |
| Abso звездная величина (MV) | −3,49 (Aa). −2,90 (Ab). −2,79 (B) |
| Орбита | |
| Primary | Aa |
| Companion | Ab |
| Period (P) | 143.2002 ± 0,0024 дня |
| Большая полуось (a) | 0,0042860 ". (~ 360 R☉) |
| Эксцентриситет (e) | 0,77896 ± 0,00043 |
| Наклонение (i) | ~ 56,378 ± 0,085 ° |
| Полу- амплитуда (K1). (первичное) | 72,03 ± 0,25 км / с |
| Полуамплитуда (K2). (вторичная) | 95,53 ± 0,22 км / с |
| Орбита | |
| Первичная | A |
| Сопутствующая | B |
| Период (P) | 159,896 ± 0,005 yr |
| Большая полуось (a) | 0,2629 ± 0,0022 ″ |
| Эксцентриситет (e) | 0,024 ± 0,005 |
| Наклон (i) | 172,1 ± 4,6 ° |
| Подробности | |
| σ Ori Aa | |
| Масса | 18 M☉ |
| Радиус | 5,6 R☉ |
| Светимость | 41,700 L☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g) | 4,20 cgs |
| Температура | 35000 K |
| Скорость вращения (v sin i) | 135 км / s |
| Возраст | 0,3 млн лет |
| σ Ori Ab | |
| Масса | 13 M☉ |
| Радиус | 4,8 R☉ |
| Светимость | 18,600 L☉ |
| Плотность поверхности (журнал г) | 4,20 cgs |
| Температура | 31000 K |
| Скорость вращения (v sin i) | 35 км / с |
| Возраст | 0,9 млн лет |
| σ Ori B | |
| Масса | 14 M☉ |
| Радиус | 5,0 R☉ |
| Светимость | 15,800 L☉ |
| Плотность поверхности (log g) | 4,15 cgs |
| Температура | 29,000 K |
| Скорость вращения (v sin i) | 250 км / с |
| Возраст | 1,9 млн лет |
| Подробности | |
| C | |
| Масса | 2,7 M☉ |
| Подробности | |
| D | |
| Масса | 6,8 M☉ |
| Плотность поверхности (log g) | 4,3 cgs |
| Температура | 21,500 K |
| Скорость вращения (v sin i) | 180 км / с |
| Подробности | |
| E | |
| Масса | 8,30 M☉ |
| Радиус | 3,77 R☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g) | 3,95 cgs |
| Температура | 22,500 K |
| Вращение | 1,190847 дней |
| Другие обозначения | |
| Sigma Orionis, Sigma Ori, σ Orionis, σ Ori, 48 Orionis, 48 Ori | |
| AB: HD 37468, HR 1931, HIP 26549, SAO 132406, BD −02 ° 1326, 2MASS J05384476-0236001, Mayrit AB | |
| C: 2MASS J05384411-0236062, Mayrit 11238 | |
| D: HIP 26551, 2MASS J05384561-0235588, Mayrit 13084 | |
| E: V1030 Orionis, HR 1932, HD 37479, BD −02 ° 1327, 2MASS J05384719-0235405, Mayrit 41062 | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | σ Ori |
| σ Ori C | |
| σ Ori D | |
| σ Ori E | |
| σ Ori Cluster | |
Sigma Orionis или Sigma Ori (σ Orionis, σ Ori) - это кратная звездная система в созвездии Орион, состоящий из самых ярких представителей молодого открытого скопления. Он находится на восточном конце пояса, к юго-западу от Альнитак и к западу от туманности Конская Голова, которую он частично освещает. Полная яркость составляющих звезд составляет 3,80 звездной величины.
σ Orionis (внизу справа) и Туманность Конская Голова. Более яркие звезды: Альнитак и Альнилам.σ Орионис - звезда на восточном конце Пояса Ориона, известная невооруженным глазом, известная с древних времен, но не вошедшая в Альмагест Птолемея. На него ссылался Аль Суфи, но официально он не внесен в его каталог. В более современное время его измерил Тихо Браге и включил в его каталог. В расширении Кеплера он описан как «Quae ultimam baltei praecedit ad austr». (перед самой внешней частью пояса, на юг). Затем она была записана Иоганном Байером в своей Уранометрии как одиночная звезда с греческой буквой σ (сигма). Он описал это как «in enſe, prima» (сначала в мече). Он также получил обозначение Флемстида 48.
В 1776 году Кристиан Майер описал σ Ori как тройную звезду, увидев компоненты AB и E и заподозрив еще одну между ними. Компонент D был подтвержден FGW Struve, который также добавил четвертый (C), опубликованный в 1876 году. В 1892 году Шерберн Уэсли Бернхэм сообщил, что σ Ori A сам по себе был очень близким двойником, хотя ряд более поздних наблюдателей не смогли это подтвердить. Во второй половине двадцатого века орбита σ Ori A / B была определена и в то время была одной из самых массивных известных двойных систем.
Было обнаружено, что σ Ori A имеет переменную лучевая скорость в 1904 г., как считается, указывает на одинарную линию спектроскопической двойной системы. Спектральные линии вторичной обмотки были неуловимы и часто вообще не наблюдались, возможно, потому, что они уширены из-за быстрого вращения. Возникла путаница в отношении того, действительно ли заявленный спектроскопический двойной статус относится к известному визуальному спутнику B. Наконец, в 2011 году было подтверждено, что система является тройной, с внутренней спектроскопической парой и более широким визуальным спутником. Внутренняя пара была разрешена интерферометрически в 2013 году.
σ Ori E был идентифицирован как богатый гелием в 1956 году, с переменной лучевой скоростью в 1959 году, с переменными характеристиками излучения в 1974 году, с аномально сильное магнитное поле в 1978 году, которое было фотометрически переменным в 1977 году и официально классифицировано как переменная звезда в 1979 году.
В 1996 году было идентифицировано большое количество маломассивных звезд до главной последовательности в районе Пояса Ориона. Было обнаружено, что вокруг орбиты σ Orionis находится особая тесная группировка. Большое количество коричневых карликов было обнаружено в той же области и на том же расстоянии, что и яркие σ-звезды Ориона. Оптические, инфракрасные и рентгеновские объекты в скоплении, включая 115 нечленов, лежащих в одном направлении, были перечислены в каталоге Mayrit с порядковым номером, за исключением центральной звезды, которая была указана просто как Mayrit AB.
Основные звезды скопления σ Orionis, описанные в тексте, плюс:. HD 294268, F6e, вероятный член. HD 294275, A0. HD 294297, G0. HD 294300, звезда G5 T Тельца. HD 294301, A5 Скопление σ Orionis является частью звездной ассоциации Ori OB1b , обычно называемой Пояс Ориона. Скопление не было обнаружено до 1996 года, когда вокруг σ Ori была обнаружена популяция звезд до главной последовательности. С тех пор он был тщательно изучен из-за его близости и отсутствия межзвездного поглощения. Было подсчитано, что звездообразование в скоплении началось 3 миллиона лет назад, и оно удалено примерно на 360 пк.
В центральной части угловых минут из скопления видны пять особенно ярких звезд, обозначенных от A до E в порядке удаления от самого яркого компонента σ Ori A. Ближайшая пара AB находится на расстоянии 0,2–0,3 дюйма, но была обнаружена с помощью 12-дюймового телескопа. 153>инфракрасный и радио источник, IRS1, 3.3 "от σ Ori A, который считался пятном туманности, был разделен на две субсолнечные звезды. Существует связанный переменный источник рентгеновского излучения, который, как предполагается, является звездой Т Тельца.
. Считается, что скопление включает ряд других звезд спектрального класса A или B:
HD 294271 и HD 294272 составляют «двойную» звезду Струве 761 (или STF 761). Он находится в трех угловых минутах от σ Ориона, который также известен как Струве 762.
Более 30 других вероятных членов скопления были обнаружены в пределах угловой минуты от центральной звезды, в основном коричневые карлики и планетная масса. объекты, такие как S Ori 70, но включая ранних красных карликов M 2MASS J05384746-0235252 и 2MASS J05384301-0236145. В общей сложности несколько сотен объектов с низкой массой считаются членами скопления, в том числе около сотни звезд класса M, измеренных спектроскопически, около 40 звезд класса K и несколько объектов классов G и F. Многие из них сгруппированы в центральном ядре, но есть ореол связанных объектов, разбросанных более чем на 10 угловых минут.
Самый яркий член системы σ Orionis выглядит как поздняя звезда класса O, но на самом деле состоит из трех звезд. Внутренняя пара совершает очень эксцентрический оборот по орбите каждые 143 дня, в то время как внешняя звезда завершает свой почти круговой оборот каждые 157 лет. Она еще не завершила полный оборот по орбите с тех пор, как была впервые обнаружена как двойная звезда. Все три являются очень молодыми звездами главной последовательности с массой от 11 до 18 M☉.
Главный компонент Aa - звезда класса O9.5, с температурой 35 000 К и светимостью более 40 000 L☉. Было показано, что линии, изображающие звезду главной последовательности B0,5, принадлежат ее ближайшему компаньону Ab, который имеет температуру 31 000 K и светимость 18 600 L☉. Их расстояние варьируется от менее половины астрономической единицы до примерно двух а.е. Хотя они не могут быть непосредственно отображены с помощью обычных однозеркальных телескопов, их соответствующие визуальные величины были рассчитаны как 4,61 и 5,20. Два компонента σ Orionis A были разрешены интерферометрически с использованием массива CHARA, а комбинация интерферометрических и визуальных наблюдений дает очень точную орбиту.
Спектр компонента B, внешней звезды тройки, не может быть обнаружен. Вклад в светимость от σ Ori B можно измерить, и это, вероятно, звезда главной последовательности B0-2. Его визуальная величина 5,31 похожа на σ Ori Ab, поэтому он должен быть легко видим, но предполагается, что его спектральные линии сильно уширены и невидимы на фоне двух других звезд. Орбита компонента B была точно рассчитана с использованием массивов NPOI и CHARA. Объединенные орбиты трех звезд вместе дают параллакс значительно более точный, чем параллакс HIPPARCOS.
Наклонения двух орбит известны достаточно точно, чтобы вычислить их относительное наклонение. Две орбитальные плоскости находятся в пределах 30 ° от ортогональности, при этом внутренняя орбита прямая, а внешняя ретроградная. Хотя это немного удивительно, эта ситуация не обязательно редка в тройных системах.
Массы этих трех компонентных звезд можно вычислить с помощью: спектроскопического расчета поверхностной гравитации и, следовательно, спектроскопическая масса; сравнение эволюционных моделей с наблюдаемыми физическими свойствами для определения эволюционной массы, а также возраста звезд; или определение динамической массы по орбитальным движениям звезд. Спектральные массы, найденные для каждого компонента σ Orionis, имеют большие пределы погрешности, но динамические и спектральные массы считаются с точностью до единицы M☉, а динамические массы двух компонентов σ Orionis A известны с точностью до квартал M☉. Однако все динамические массы больше, чем эволюционные, более чем на свой предел погрешности, что указывает на системную проблему. Такой тип несоответствия масс - распространенная и давняя проблема, обнаруживаемая у многих звезд.
Сравнение наблюдаемых или рассчитанных физических свойств каждой звезды с теоретическими эволюционными треками звезд позволяет определить возраст звезды, которую нужно оценить. Расчетный возраст компонентов Aa, Ab и B составляет соответственно 0,3 + 1,0. -0,3 млн лет, 0,9 + 1,5. -0,9 млн лет и 1,9 + 1,6. -1,9 млн лет. В пределах большой погрешности все они могут рассматриваться как согласующиеся друг с другом, хотя их труднее согласовать с оценочным возрастом 2–3 млн лет для скопления σ Orionis в целом.
Самым слабым членом главных σ-звезд Ориона является компонент C. Он также наиболее близок к σ Ori AB на высоте 11 дюймов, что соответствует 3960 астрономическим единицам. Это Звезда главной последовательности типа. Σ Ori C имеет слабого спутника на расстоянии 2 дюймов, называемого Cb и MAD-4. Cb на пять звездных величин слабее σ Ori Ca в инфракрасных длинах волн, диапазон K звездная величина 14,07, и, вероятно, является коричневым карликом.
Компонент D - довольно типичная звезда главной последовательности В2 с величиной 6,62. Он находится на расстоянии 13 дюймов от σ Ori AB, что соответствует 4680 а.е. Его размер, температура и яркость очень похожи на σ Ori E, но он не демонстрирует никаких необычных спектральных особенностей или изменчивости этой звезды.
Компонент E - необычная переменная звезда, классифицируемая как переменная SX Arietis, также известная как V1030 Orionis. Она богата гелием, имеет сильное магнитное поле и колеблется между с величиной 6,61 и 6,77 в течение периода вращения 1,19 дня. Он имеет спектральный класс B2 Vpe. Считается, что эта изменчивость связана с крупномасштабными изменениями поверхностной яркости, вызванными магнитным полем. Период вращения замедляется из-за магнитного поля. σ Ori E находится на расстоянии 41 дюйма от σ Ori AB, примерно в 15 000 а.е.
Магнитное поле сильно варьируется от -2,300 до +3,100 гаусс, что соответствует изменениям яркости и вероятности период вращения. Для этого требуется магнитный диполь не менее 10 000 Гс. При минимальной яркости появляется спектр оболочечного типа, связанный с плазменными облаками, вращающимися над фотосферой. Увеличение гелия в спектре может быть связано с тем, что водород предпочтительно захватывается магнитными полюсами, оставляя избыток гелия вблизи экватора. Было высказано предположение, что σ Ori E может быть дальше и старше, чем другие члены кластера, исходя из моделирования его эволюционного возраста и размера.
σ Ori E имеет слабого спутника примерно на треть дуги. второй прочь. Это примерно на 5 звездных величин слабее, чем богатая гелием первичная звезда, примерно 10-11 звездной величины в инфракрасных длинах волн K-диапазона. Предполагается, что это маломассивная звезда 0.4 - 0.8 M☉.
Инфракрасный источник IRS1 близок к σ Ori A. Он был разрешен до пары объектов с малой массой, a проплыд, и возможный третий объект. Более яркий объект имеет спектральный класс M1, массу около половины M☉и выглядит относительно нормальной звездой с низкой массой. Более слабый объект очень необычен, демонстрируя разбавленный спектр поглощения M7 или M8 с линиями излучения водорода и гелия. Интерпретация состоит в том, что это коричневый карлик, внедренный в проплид, который фотоиспарен σ Ori A. Рентгеновское излучение IRS1 предполагает присутствие аккреционный диск вокруг звезды Т Тельца, но неясно, как это может соответствовать прописанному сценарию.
Дуга в инфракрасном свете, красный - 22 микрона. На инфракрасных изображениях видна заметная дуга с центром на σ Ori AB. Она находится примерно в 50 дюймах от звезды класса O, на расстоянии примерно 0,1 парсека. Она направлена в сторону IC434, туманности Хорзегол, в соответствии с космическим движением звезды. Внешний вид похож на лучешок, но тип излучения показывает, что это не ударная волна. Наблюдаемое инфракрасное излучение с максимумом около 45 микрон может быть смоделировано двумя приблизительно компонентами черного тела, одним при 68 К и другим при 197 К. Предполагается, что они создаются двумя разными размерами пылинок.
Теоретически материал дуги образуется в результате фотоиспарения из молекулярного облака вокруг туманности Конская Голова. Пыль отделяется от газа, который уносит ее из молекулярного облака за счет радиационного давления горячих звезд в центре скопления σ Ori. Пыль накапливается в более плотной области, которая нагревается и образует видимая инфракрасная форма.
Термин «пылевая волна» применяется, когда пыль накапливается, но газ практически не подвержен влиянию, в отличие от «изгибающей волны», когда и пыль, и газ останавливаются. Волны пыли возникают, когда межзвездная среда достаточно плотная, а звездный ветер настолько слаб, что расстояние отрыва пыли превышает расстояние отхождения головной ударной волны. Очевидно, это было бы более вероятно для медленно движущихся звезд, но у медленно движущихся светящихся звезд может не хватить времени жизни, чтобы произвести изгибную волну. Если эта модель верна, звезды позднего класса O с низкой светимостью обычно должны давать волны изгиба.
