Сигма Орион

Сигма Орион или Сигма Ори (Sigma Orionis, σ Orionis; Sigma Ori, σ Ori) ― повеќекратен ѕвезден систем во соѕвездието Орион, кој се состои од најсветлите членови на младото расеано јато. Се наоѓа на источниот крај на појасот, југозападно од Алнитак и западно од маглината Коњска Глава која делумно ја осветлува. Комбинираната осветленост на составните ѕвезди е со светлинска величина 3,80.
1 Историја
σ Орион е ѕвезда која може да биде видена со голо око, на источниот крај на Орионовиот Појас и е позната уште од антиката, но не била вклучена во делото „''Алмагест''“ на Птоломеј. Тоа било наведено од Ал Суфи, но не било формално наведено во неговиот каталог. Во посовремени времиња, таа била измерена од Тихо Брахе и вклучено во неговиот каталог. Во наставката на Кеплер таа е опишана како „Quae ultimam baltei praecedit ad austr“. (пред најоддалечениот од појасот, на југ). Потоа била заведена од Јохан Бајер во неговото дело „''Уранометрија''“ како единечна ѕвезда со грчката буква σ (сигма). Тој го опиша како „in enſe, prima“ (на мечот, прво). Исто така, ѝ била дадена Флемстидовата ознака 48.
Во 1776 година, Кристијан Мајер ја опиша σ Ори како тројна ѕвезда, откако ги видел составните тела AB и E, и се посомневал во друга помеѓу двете. Телото D било потврдена од Фридрих Струве кој исто така додал четврто тело (C), објавен во 1876 година. Во 1892 година, Шербурн Весли Барнам известил дека σ Ори А самиот бил многу близок двојник, иако голем број подоцнежни набљудувачи не успеале да го потврдат тоа. Во втората половина на дваесеттиот век, орбитата на σ Ori A/B била решена и во тоа време била една од најмасивните познати двојни ѕвезди.
σ Ori A била откриено дека има променлива радијална брзина во 1904 година, за која е сметано дека укажува на еднолинирано спектроскопска двојна ѕвезда. Спектралните линии на вторите биле неостварливи и честопати воопшто не биле гледани, можеби затоа што се прошируваат со брзо вртење. Имало збунетост околу тоа дали пријавениот спектроскопски двоѕвезден статус всушност се однесува на познатиот видлив придружник Б. Конечно, во 2011 година, било потврдено дека системот е троен, со внатрешен спектроскопски пар и поширок видлив придружник. Внатрешниот пар бил решен интерферометриски во 2013 година.
σ Ori E бил идентификуван како богат со хелиум во 1956 година, има променлива радијална брзина во 1959 година, има променливи особини на емисија во 1974 година, има ненормално силно магнетно поле во 1978 година, е фотометриски променливо во 1977 година, и формално класифицирана како променлива ѕвезда во 1979 година.
Во 1996 година, голем број на ѕвезди пред главната низа од мала маса, биле идентификувани во регионот на Орионовиот Појас. Откриена е посебна блиска групација која се наоѓа околу σ Орион. Голем број кафеави џуџиња биле пронајдени на истата област и на исто растојание како и светлите ѕвезди во σ Орион. Оптички, инфрацрвени и рендгенски тела во јатото, вклучително и 115 не-членови кои лежат во иста насока, биле наведени во „''Мајритовиот каталог''“ со тековен број, освен средишната ѕвезда која беше наведена едноставно како Мајрит AB.
2 Јато
Јатото σ Орион е дел од ѕвезденото здружение Ори OB1b, вообичаено наречено Орионов Појас. Јатото не било признаено до 1996 година, кога било откриено население ѕвезди од пред главната низа околу σ Ори. Оттогаш тој е опширно проучуван поради неговата блискост и недостатокот на меѓуѕвездено изумирање. Пресметано е дека ѕвездообразбата во јатото започнало пред 3 милиони години (ми) и е оддалечен приближно 360 парсеци.
Во средишнаталачна минута на јатото се видливи пет особено светли ѕвезди, означени со A до E според растојанието од најсветлата составен дел на σ Ori A. Најблискиот пар AB се одвоени само со 0,2" - 0,3" но биле откриени со телескоп од 12". Инфрацрвен и радио извор, IRS1, 3,3" од σ Ori A што бил сметан за дамка од небулозност е разделен во две подсончеви ѕвезди. Постои поврзан променлив рендгенски извор за кој се претпоставува дека е ѕвезда од видот Т Бик.
Сметано е дека јатото вклучува голем број други ѕвезди од спектрална класа A или B:* HD 37699, далечен џин Б5 многу блиску до маглината Коњска Глава
* HD 37525, ѕвезда од главната низа B5 и спектроскопска двоѕвезда
* HD 294271, младо ѕвездено тело B5 со два придружници со мала маса
* HD 294272, двоѕвезден облик која содржи два млади ѕвездени тела од Б класа
* HD 37333, чудна ѕвезда од главната низа А1
* HD 37564, млад ѕвездено тело А8
* V1147 Ori, џин B9.5 и α<sup>2</sup> CVn променлива ѕвезда
* HD 37686, ѕвезда од главната низа B9.5 блиску до HD 37699
* HD 37545, оддалечена главна низа B9
* HD 294273, младо ѕвездено тело А8
* 2MASS J05374178-0229081, младо ѕвездено тело А9
HD 294271 и HD 294272 ја сочинуваат „двојната“ ѕвезда Струве 761 (или STF 761). Тоа е три лачни минути од σ Орион, кој е познат и како Струве 762.
Над 30 други веројатни членови на јатото биле откриени во лак минута од средната, главно кафеави џуџиња и тела со планетарна маса како што е S Ори 60, но вклучувајќи ги и раните М црвени џуџиња: 2MASS J05384746-0235252 и 238243610. Вкупно, сметано е дека неколку стотици тела со мала маса се членови на јатото, вклучувајќи околу сто спектроскопски измерени ѕвезди од класата М, околу 40 ѕвезди од класата К и неколку тела од класата G и F. Многумина се групирани во средишнојадро, но има ореол од поврзани тела расфрлани на повеќе од 10 лачни минути. Јатото вклучува неколку џуџиња од видот L, за кои е утврдено дека се тела со планетарна маса. Во минатото било мислено дека неколку џуџиња од видот T се дел од јатото, но досега повеќето од овие Т-џуџиња се покажале како кафеави џуџиња во преден план. Некои од овие L-џуџиња (околу 29%) се опкружени со правлив диск. Јатото содржи и пар кој се состои од кафеавото џуџе SE 70 и телото со планетарна маса S Ори 68, кои се разделени со 1700 астрономски единици.
3 σ Орион AB
Најсветлиот член на системот на σ Орион се појавува како ѕвезда од доцната класа О, но всушност е составен од три ѕвезди, означени Aa, Ab и B. Внатрешниот пар завршува високо ексцентрична орбита на секои 143 дена, додека надворешната ѕвезда завршува неговата блиску кружна орбита еднаш на секои 157 години. Сè уште нема завршено целосна орбита откако за прв пат било откриено дека е двојна ѕвезда. Сите три се многу млади ѕвезди од главната низа со маса помеѓу .
3.1 Составни делови
Главниот составен дел Аа е ѕвезда од класата О9.5, со температура од 35.000 К и сјајност над . Било покажано дека линиите што претставуваат ѕвезда од главната низа B0.5 припаѓаат на нејзиниот близок придружник Ab, кој има температура од 31.000 K и сјајност од . Нивното раздвојување варира од помалку од половина астрономска единица до околу две АЕ. Иако тие не можат директно да бидат отсликани со конвенционалните телескопи со едно огледало, нивните соодветни видливи величини се пресметани на 4,61 и 5,20. Двата составни делови на σ Орион A се решени интерферометриски користејќи ја низата на Центарот за астрономија со висока аголна резолуција (ЦАВАР), а комбинацијата на интерферометриски и видливи набљудувања дава многу точна орбита.
Спектарот на составниот дел Б, надворешната ѕвезда на тројката, не може да биде откриен. Придонесот за сјајност од σ Ori B може да биде мерена и веројатно е ѕвезда од главната низа B0-2. Неговата видлина величина од 5,31 е слична на σ Ори Ab и затоа треба да биде лесно видлива, но е шпекулирано дека неговите спектрални линии се многу проширени и невидливи на позадината на другите две ѕвезди. Орбитата на составниот дел B е прецизно пресметана со помош на низите на Поморскиот прецизен оптиччки интерферометар и ЦАВАР. Комбинираните орбити на трите ѕвезди заедно даваат паралакса значително попрецизна од паралаксата дадена од сателитот Хипаркос.
Наклоните на двете орбити се познати доволно точно за да биде пресметана нивната релативна наклонетост. Двете орбитални рамнини се на 30° од тоа да бидат ортогонални, при што внатрешната орбита е ортогонална, а надворешната повратна. Иако малку изненадува, оваа ситуација не е нужно ретка кај тројните системи.
3.2 Несовпаѓање на маса
Масите на овие три составни ѕвезди може да бидат пресметани користејќи: спектроскопска пресметка на површинската гравитација и оттука спектроскопска маса; споредба на еволутивните модели со набљудуваните физички својства за да биде одредена еволутивната маса'','' како и староста на ѕвездите; или определување на динамичка маса од орбиталните движења на ѕвездите. Спектроскопските маси пронајдени за секој составен дел на σ Ориоан имаат големи маргини на грешка, но динамичките и спектроскопските маси се сметани за точни до околу , и динамичките маси на двете составни делови на σ Орион A се познати околу . Сепак, сите динамички маси се поголеми од еволутивните маси за повеќе од нивните маргини на грешка, што укажува на системски проблем. Овој вид несовпаѓање на мас е чест и долгогодишен проблем кој се наоѓа кај многу ѕвезди.
3.3 Години
Споредбата на набљудуваните или пресметаните физички својства на секоја ѕвезда со теоретските ѕвездени еволутивни траги овозможува да биде проценета староста на ѕвездата. Проценетата возраст на составните делови Aa, Ab и B се соодветно милијарди години, милијарди години и милијарди години. Во рамките на нивните големи маргини на грешка, сите овие може да бидат сметани за доследни едни со други, иако е потешко да бидат усогласени со проценетата возраст од 2-3 милијарди години во јатото на σ Орион како целина.
4 σ Орион C
Најбледиот член на главните ѕвезди σ Oрион е составниот дел C. Таа е исто така најблиску до σ Ори AB на 11", што одговара на 3.960 астрономски единици. Таа е ѕвезда од главната низа од видот A. σ Ори C има слаб придружник 2 „далеку, познат како Cb и MAD-4. Cb е пет светлински послаб од σ Ори Ca при инфрацрвени бранови должини, величина на лентата K 14,07, и веројатно е кафеаво џуџе.
5 σ Орион D
Составниот дел D е прилично вообичаена ѕвезда од главната низа Б2 со светлинска величина 6,62. Тоа е 13" од σ Ори AB, што одговара на 4.680 АЕ. Неговата големина, температура и осветленост се многу слични на σ Ori E, но не покажува ниту една од необичните спектрални особини или променливост на таа ѕвезда.
6 σ Орион E
Составниот дел E е необична променлива ѕвезда, класифицирана како променлива ѕвезда од видот SX Овен и позната и како V1030 Орион. Таа е богата со хелиум, има силно магнетно поле и варира помеѓу величините 6,61 и 6,77 за време на вртежниот период од 1,19 дена. Има спектрален вид на B2 Vpe. Верувано е дека променливоста се должи на големите варијации во осветленоста на површината предизвикани од магнетното поле. Вртежниот период се забавува поради магнетното сопирање; таа е една од ретките магнетни ѕвезди на кои директно им е мерена промената на вртежниот период. σ Ори E е 41" од σ Ори AB, приближно 15.000 АЕ.
Магнетното поле е многу променливо од -2.300 до +3.100 гауси, што одговара на варијациите на осветленоста и веројатниот вртежниот период. Ова бара магнетен дипол од најмалку 10.000 гауси. Околу минималната осветленост, се појавува спектар од видот на обвивка, кој се припишува на плазма облаците кои вртат над фотосферата. Подобрувањето на хелиумот во спектарот може да се должи на тоа што водородот е преференцијално заробен кон магнетните полови оставајќи вишок хелиум во близина на екваторот. Во еден момент било предложено дека σ Ори E може да биде подалеку и постар од другите членови на јатото, од моделирањето на неговата еволутивна возраст и големина. Сепак, паралаксите на сателитот Гаја го сместуваат σ Ори E во јатото, а подоцнежното моделирање наведува дека е многу млад, на помалку од милион години.
σ Ori E има слаб придружник оддалечен околу една третина од лачна секунда. Тоа е околу 5 степени послабо од главното тело богато со хелиум, околу светлинска величина 10-11 на инфрацрвените бранови должини на опсегот К. Се претпоставува дека е ѕвезда со мала маса .
7 σ Орион IRS1
Инфрацрвениот извор IRS1 е блиску до σ Ори A. Решен е на пар тела со мала маса, пролид и можен трето тело. Посветлото тело има спектрална класа M1, маса околу и се чини дека е релативно нормална ѕвезда со мала маса. Побледото тело е многу необично, покажувајќи разреден M7 или M8 впивачки спектар со емисиони линии на водород и хелиум. Толкувањето е дека тоа е кафеаво џуџе вградено во проплад кој се фотоиспарува од σ Ori A. Емисијата на рендгенски зраци од IRS1 наведува присуство на насобирачки диск околу ѕвезда од видот Т Бик, но не е јасно како тоа може да биде вклопена со проплидското сценарио.
8 Бран од прашина
Во инфрацрвените слики, истакнат лак е видлив во средината на σ Ори AB. Таа е оддалечена околу 50 минути од ѕвездата од класата О, околу 0,1 парсек на нејзиното растојание. Таа е насочена кон IC434, маглината Коњска Глава, во согласност со вселенското движење на ѕвездата. Изгледот е сличен на лачен удар, но видот зрачење покажува дека тоа не е лачен удар. Набљудуваната инфрацрвена емисија, која достигнува максимум на околу 45 микрони, може да биде моделирана со две приближно црно-телесни составни делови, една на 68K и една на 197 K. Сметано е дека тие се произведени од две различни големини на зрна прашина.
Материјалот на лакот е претпоставувано дека е сторен со фотоиспарување од молекуларниот облак околу маглината Коњска Глава. Прашината се одвојува од гасот што ја однел од молекуларниот облак со зрачниот притисок од жешките ѕвезди во средината на јатото σ Орион. Прашината се собира во погуста област која се загрева и го образува видливиот инфрацрвен облик.
Поимот„бран од прашина“ е применуван кога прашината се натрупува, но гасот во голема мера не е засегнат, за разлика од „бранот на лак“ каде што се запираат и прашината и гасот. Брановите од прашина се појавуваат кога меѓуѕвездената средина е доволно густа, а ѕвездениот ветер е доволно слаб што растојанието од правта е поголемо од растојанието за исклучување на лачен удар. Очигледно, ова би било поверојатно за ѕвездите кои бавно се движат, но бавните светлечки ѕвезди можеби нема да имаат доволно долг животен век за да произведат лачен бран. Ѕвездите со ниска сјајност доцна класа О обично треба да произведуваат лачни бранови ако овој модел е точен.
9 Растојание
Растојанието до σ Орион и јатото ѕвезди околу него историски било неизвесно. Паралаксите на Хипаркос биле достапни за неколку претпоставени членови, но со многу високи несигурности за составните делови на σ Орион. Објавените проценки за растојание се движеле од до mas. Динамичка паралакса од е изведена со помош на орбитите на двете средишни ѕвезди, давајќи растојание од .
Сателитот Гаја објавил паралакси за стотици членови на јатото, вклучувајќи кафеави џуџиња и илјадници други ѕвезди во полето на јатото. Утврдено е дека јатотот е доста продолжен, но на просечно растојание од . Паралаксите во Третото објавување на раните податоци на Гаја, за составните делови C, D и E се , , и соодветно. Овие имаат ниски статистички несигурности иако значителен астрометриски вишок бучава. Не е објавена паралакса на Гаја за средишниот составен дел AB. Соодветните растојанија се , и за составните делови C, D и E соодветно.