Русская Википедия:Сигма Ориона

Материал из Онлайн справочника
Перейти к навигацииПерейти к поиску

Шаблон:Звезда Сигма Ориона (σ Ориона, Sigma Orionis, σ Orionis, сокращ. Sigma Ori, σ Ori) — кратная звезда в экваториальном созвездии Ориона, состоящая из самых ярких членов молодого рассеянного звёздного скопления. Она находится в восточной части пояса Ориона, к юго-западу от Альнитака и к западу от туманности Конская Голова, которую он частично освещает. Сигма Ориона имеет видимую звёздную величину +3,80m, и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (Шаблон:Lang-en).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на Шаблон:Val (Шаблон:Val) от Земли. Звезда наблюдается южнее 88° с. ш., то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением полярных областей Арктики. Лучшее время для наблюдения — декабрь[2].

Средняя пространственная скорость Сигма Ориона имеет компоненты (U, V, W)=(-25.4, −16.7, −3.8)[3], что означает U=Шаблон:Val (движется по направлению от галактического центра), V=Шаблон:Val (движется против направлении галактического вращения) и W=Шаблон:Val (движется в направлении галактического южного полюса).

Сигма Ориона движется довольно быстро относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна Шаблон:Val[2], что почти в 3 раза больше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. По небосводу звезда движется на северо-восток[4].

Имя звезды

Сигма Ориона (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) известна с древности, но она не была включена в Альмагест Птолемея[5]. Она была упомянута Аль Суфи, но официально не указана в его каталоге[6]. В более современные времена её яркость была измерена Тихо Браге и звезда была включена в его каталог. В расширенном переиздании каталога Кеплером она описывалась как «Шаблон:Lang-la» (перед самой внешней частью пояса к югу)[7]. Затем в 1603 году она была включена Иоганном Байером в его «Уранометрию» как одиночная звезда, обозначенная греческой буквой σ (сигма). Хотя сама буква 18-я по счёту в греческом алфавите), однако, сама звезда — 15-я по яркости в созвездии. Байер описал её как «Шаблон:Lang-la» (первая в мече)[8]. Также Сигма Ориона имеет обозначение, данное Дж. Флемстидом — 48 Ориона (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la)[4].

Обозначения компонентов как Сигма Ориона Aa,Ab; AB; AB-C; AB-D; AB-E; AB-F; AB-H; AB-I; AB-C; Ca,Cb; DC; Ea,Eb; EC; ED; Ha,Hb и Ja,Jb вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[9].

Свойства системы Сигма Ориона

Кластер Сигма Ориона

Файл:Sigma orionis cluster.jpg
Главные звезды кластера Сигма Ориона, описаные в тексте, плюс:
HD 294268, F6e, вероятный член
HD 294275, A0
HD 294297, G0
HD 294300, G5, звезда типа T Тельца
HD 294301, A5

Скопление Сигма Ориона является частью ассоциации Орион OB1b, обычно называемой Поясом Ориона. Скопление не было распознано до 1996 года, когда вокруг звезд Сигма Ориона была обнаружена популяция звёзд главной последовательности. С тех пор оно было тщательно изучено из-за близости скопления и отсутствия межзвездного поглощения. Было подсчитано, что звездообразование в скоплении началось 3 миллиона лет назад, сам кластер распространяется примерно на Шаблон:Val[10].

В центральной области скопления размером в угловую минуту видны пять особенно ярких звезд, помеченных от A до E в порядке расстояния от наиболее яркой составляющей Сигма Ориона A. Ближайшая пара AB отдалена от неё на 0,2-Шаблон:Val, и была обнаружена с помощью 12-дюймового телескопа[11]. Инфракрасный и радиоисточник IRS1, находится на расстоянии на Шаблон:Val от Сигма Ориона A. Существует также переменный источник рентгеновского излучения, который, как предполагается, является звездой типа T Тельца[12].

К кластеру относится ряд других звезд спектрального класса A или B[10][13]:

Более 30 других вероятных членов скопления были обнаружены на расстоянии угловой минуты от центральной звезды, в основном это коричневые карлики и объекты планетарной массы, такие как S Ориона 70, а также молодые красные карлики 2MASS J05384746-0235252 и 2MASS J05384301-0236145[12]. В общей сложности несколько сотен объектов с малой массой считаются членами скопления, в том числе около ста спектроскопически измеренных звёзд класса M, около 40 звёзд класса K и несколько объектов спектрального класса G и F. Многие сгруппированы в центральном ядре, но существует ореол связанных объектов, разбросанных на расстоянии более чем 10 угловых минут[13].

Свойства кратной системы

Параметры орбиты Сигма Ориона A[1]
Параметр Значение
Период P Шаблон:Val
Большая полуось a ~Шаблон:Val
Эксцентриситет e Шаблон:Val
Наклонение i ~Шаблон:Val

Хотя Сигма Ориона Aa и Сигма Ориона Ab не могут быть непосредственно обнаружены с помощью обычных однозеркальных телескопов, их соответствующие визуальные величины были рассчитаны как 4,61m и 5,20m[15]. Два компонента Сигма Ориона A были интерферометрически разрешены с использованием интерферометра CHARA, а комбинация интерферометрических и визуальных наблюдений дает очень точную орбиту[1]. Сигма Ориона Aa и Сигма Ориона Ab являются близкой парой спектрально-двойных звёзд, которые отдалены друг от друга на угловое расстояние в Шаблон:Val[1], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, Шаблон:Val и периоду вращения Шаблон:Val[1].

У орбиты очень большой эксцентриситет, который равен Шаблон:Val[1]. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние Шаблон:Val (то есть на орбиту Меркурия), то удаляются на расстояние Шаблон:Val (то есть до внешней части главного пояса астероидов, а более конкретно на орбиту астероида Гесперия). Наклонение в системе не очень велико и составляет 56,378°[1], как это видится с Земли.

Если мы будем смотреть со стороны Сигма Ориона Aa на Сигма Ориона Ab, то мы увидим бело-голубую звезду, которая светит с яркостью −33,20m, то есть с яркостью 382 солнц (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~1,53°Шаблон:Efn{d_\mathrm{S}}\right)</math>, где RS — радиус звезды, выраженный в а. е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а. е.}}, то есть угловой размер звезды будет в 3 раза больше углового размера нашего Солнца. Если же мы будем смотреть со стороны Сигма Ориона Ab на Сигма Ориона Aa, то мы увидим голубую звезду, которая светит с яркостью −33,79m, то есть с яркостью 658 солнц (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~1,79°Шаблон:Efn, то есть угловой размер звезды будет в 3,57 раза больше углового размера нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

В периастре (Шаблон:Val) В апоастре (Шаблон:Val)
m <math>L_\bigodot</math> D°Шаблон:Efn <math>D_\bigodot</math> m <math>L_\bigodot</math> D°Шаблон:Efn <math>D_\bigodot</math>
Aa→Ab -36,95 5724 6,55° 13,1 -31,73 97 0,86° 1.72
Ab→Aa -36,36 7010 7,64° 15.28 -31,95 121 1° 2

Сигма Ориона A и Сигма Ориона B являются широкой парой звёзд, которые отдалены друг от друга на угловое расстояние в Шаблон:Val[1], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, Шаблон:Val и периоду вращения Шаблон:Val[1]. У орбиты почти нулевой эксцентриситет, который равен Шаблон:Val[1]. Наклонение в системе очень велико и составляет 172,1°[1], то есть звезда вращается по ретроградной орбите как это видится с Земли. Наклоны двух орбит известны достаточно точно, чтобы рассчитать их относительный наклон. Две орбитальные плоскости находятся в пределах 30° от ортогональной плоскости, при этом внутренняя орбита является прямой, а внешняя — ретроградной. Хотя это несколько необычно, но такая ситуация не так уж редка в тройных системах[1].

Если мы будем смотреть со стороны Сигма Ориона A на Сигма Ориона B, то мы увидим бело- голубую звёзду, которая светит с яркостью от −24,41m, то есть с яркостью 0,12 солнц. Причём угловой размер звезды будет — 103,68"Шаблон:Efn. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Сигма Ориона B на пару звёзд Сигма Ориона A, то мы увидим голубую звёзду, которая светит с яркостью от −25,07m, то есть с яркостью 0,21 солнц, рядом с которой находится бело-голубая звезда и которая светит с яркостью −24,48m, то есть с яркостью 0,12 солнц. Причём угловой размер первой звезды будет — ~115,2"Шаблон:Efn (6,4 % углового размера Солнца), а второй ~100,8"Шаблон:Efn (5,5 % углового размера Солнца). При этом максимальное угловое расстояние между звёздами будет ~2°.

Сигма Ориона демонстрирует переменность: во время наблюдений яркость звезды меняется на 0,06m от 3,75m до 3,81m, с неустановленным периодом, тип переменной также неустановлен[16]. Звезда имеет обозначение характерное для переменных звёзд NSV 16610.

Расчёт масс

Массы этих трехкомпонентных звезд могут быть рассчитаны с использованием:

  • спектроскопического расчета поверхностной гравитации и, следовательно, спектроскопической массы;
  • сравнения эволюционных моделей с наблюдаемыми физическими свойствами для определения эволюционной массы, а также возраста звёзд;
  • определения динамической массы по орбитальным движениям звезд.

Спектроскопические массы, найденные для каждого компонента Сигма Ориона, имеют большие пределы погрешности, но динамические и спектроскопические массы считаются точными с точностью примерно до Шаблон:Val, а динамические массы двух компонентов Сигма Ориона A известны с точностью до Шаблон:Val. Однако динамические массы всё-таки больше, чем эволюционные массы и больше, чем их пределы погрешности, что указывает на системную проблему[1][15]. Этот тип расхождения при расчёте масс является распространенной и давней проблемой, встречающейся у многих звезд[17].

Возраст звёзд и их дальнейшая эволюция

Сравнение наблюдаемых или рассчитанных физических свойств каждой звезды с теоретическими эволюционными треками звёзд позволяет оценить возраст звезды. Расчетный возраст компонентов Aa, Ab и B составляет Шаблон:Val[15], Шаблон:Val[15] и Шаблон:Val[15], соответственно. В пределах их больших погрешностей все они могут считаться родившимися в одно время друг с другом, хотя в этом случае данный факт сложнее согласовать с предполагаемым возрастом скопления Сигма Ориона в 2-Шаблон:Val[1]. Известно, что звезды с массой равной Шаблон:Val[15] живут на главной последовательности Шаблон:Val, так что вскоре компонент «Аa» взорвётся как сверхновая звезда первым и может даже выбросить компонент «B»[18] из системы Сигма Ориона (компонент «B» проживёт на главной последовательности Шаблон:Val и взорвется следующим через Шаблон:Val). Скорее всего, точно также из системы будет выброшен компонент «Ab», который проживёт на главной последовательности Шаблон:Val и взорвется следующим через Шаблон:Val.

Свойства компонента Aa

Сигма Ориона Aa — карликовая звезда спектрального класса Шаблон:Класс звезды[19], также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности.

Масса звезды равна Шаблон:Val[15]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val[15], что придаёт ей характерный голубой цвет. Её светимость равна Шаблон:Val[15].

В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1922 году. Поскольку звезда двойная, то, по-видимому, измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Сигма Ориона, измеренный напрямую
Год m Спектр D (mas) Rабс
(<math>R_\bigodot</math>) 		Комм.
1922 3.78 style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|B0 0,6 8,1 [20]
1979 3.81 style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|O9.5V 0,22 7,0 [21]
1982 3.81 style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|O9.5V 0,21 — [22]

Eё радиус в настоящее время оценивается в Шаблон:Val[15]. Таким образом измерение 1979 года было наиболее адекватным, но неточным, радиус был занижен на 20 %. Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для проэволюционировавшего карлика Шаблон:Val[15] или Шаблон:Val, то есть составляет 58 % от солнечного значения(Шаблон:Val).

Сигма Ориона Aa вращяется со скоростью, как минимум, в 67,5 раз больше солнечной и равной Шаблон:Val[15], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, Шаблон:Val.

Свойства компонента Ab

Сигма Ориона Ab, судя по её масса, которая равна Шаблон:Val[15] должна быть карликовая звезда спектрального класса Шаблон:Класс звезды[23]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val[15] (данная температура несколько велика для её спектрального класса для которого характерны температуры Шаблон:Val[23]), что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость равна Шаблон:Val[15]. Eё радиус в настоящее время оценивается в Шаблон:Val[15]. Сигма Ориона Ab вращяется со скоростью, как минимум, в 17,5 раз больше солнечной и равной Шаблон:Val[15], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, Шаблон:Val.

Свойства компонента B

Спектр компонента B, внешней звезды звездной тройки, не может быть обнаружен напрямую. Вклад светимости от Сигма Ориона B может быть измерен, и он, вероятно, будет карликом спектрального класса Шаблон:Класс звезды[19]. Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Его визуальная величина Шаблон:Valm[24] аналогична Сигма Ориона Ab, и поэтому он должен быть легко видим, но предполагается, что его спектральные линии сильно расширены и невидимы на фоне двух других звезд[15]. Орбита компонента B была точно рассчитана с использованием массивов NPOI и интерферометра CHARA. Рассчет орбиты трёх звезд дают параллакс, значительно более точный, чем параллакс Hipparcos[1].

Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val[15], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет звезды спектрального класса B. Масса звезды составляет Шаблон:Val[15].

Радиус звезды вполне нормален для звезды её спектрального класса и почти равен Сигма Ориона Ab: Шаблон:Val[15]. Светимость звезды равна Шаблон:Val[15].

Сигма Ориона B вращяется со скоростью почти такой же как у его спутника и равной Шаблон:Val[15], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, Шаблон:Val.

Свойства компонента C

Самый слабосветящийся член Сигма Ориона — компонент C. В систему Сигма Ориона он входит поскольку он расположен на небольшом угловом расстоянии от центральной тройной звезды. Также звезда находится на расстоянии как минимум Шаблон:Val[25]. В 2018 году после миссии Gaia стало известно что значение параллакса у звезды равно Шаблон:Val[26], а это предполагает расстояние до звезды равное Шаблон:Val, то есть компонент C является фоновой звездой.

Это звезда главной последовательности спектрального класса A2V. Судя по её массе которая равна Шаблон:Val[10], звезда родившись на границе классов A и B и в настоящее время излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val[27], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет. Eё радиус в настоящее время оценивается в Шаблон:Val[27]. Её светимость, исходя из закона Стефана — Больцмана равна Шаблон:Val.

Сигма Ориона C имеет слабый спутник находящейся на угловом расстоянии Шаблон:Val, который называется как Cb[28] или MAD-4[12]. Компонент Cb на пять величин слабее, чем Сигма Ориона Ca на инфракрасных длинах волн, и имеет величину 14.07m в Шаблон:Iw, и, вероятно, он является коричневым карликом[12].

Свойства компонента D

Компонент D также входит в систему Сигма Ориона поскольку он расположен на небольшом угловом расстоянии от центральной тройной звезды: Шаблон:Val. Также звезда находится на расстоянии как минимум Шаблон:Val[25]. В 2018 году после миссии Gaia стало известно что значение параллакса у звезды равно Шаблон:Val[29], а это предполагает расстояние до звезды равное Шаблон:Val, то есть компонент D является фоновой звездой.

Компонент является звезда главной последовательности спектрального класса B2V[10], что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности.

Масса звезды равна Шаблон:Val[30], в настоящее время излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val[30], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Eё радиус в настоящее время оценивается в Шаблон:Val[23]. Её светимость, исходя из закона Стефана — Больцмана равна Шаблон:Val.

Размер, температура и яркость компонента D очень похожи на систему Сигма Ориона E, но он не показывает никаких необычных спектральных особенностей или переменности этой звезды.

Свойства компонента E

Компонент E — необычная переменная звезда, классифицируется как переменная типа SX Овна и также имеет обозначение характерное для переменных звёзд V1030 Ориона. Компонент богат гелием, имеет сильное магнитное поле и испытывает вариации яркости от 6,61m до 6.71m в первом периоде и до 6.77m[31] во втором периоде в течение периода вращения звезды который равен 1,19 дня. Считается, что переменность обусловлена крупномасштабными изменениями поверхностной яркости, вызванными магнитным полем. Период вращения замедляется из-за магнитного торможения[32]. Магнитное поле сильно варьируется от −2300 до +Шаблон:Val, что соответствует изменениям яркости и вероятному периоду вращения звезды. Для того чтобы производить такие изменения требуется магнитный диполь, по крайней мере, Шаблон:Val. При минимальной яркости появляется спектр оболочки, приписываемый плазменным облакам, вращающимся над фотосферой. Усиление гелия в спектре может быть связано с тем, что водород преимущественно захватывается в направлении магнитных полюсов, оставляя избыток гелия вблизи экватора[33].

Компонент E также входит в систему Сигма Ориона поскольку он расположен на небольшом угловом расстоянии от центральной тройной звезды: Шаблон:Val. Также звезда находится на расстоянии как минимум Шаблон:Val[25]. Ещё в 1999 году было высказано предположение, что Сигма Ориона E может быть дальше и старше, чем другие члены кластера, после моделирования его эволюционного возраста и размера[30]. Действительно, в 2018 году после миссии Gaia стало известно что значение параллакса у звезды равно Шаблон:Val[34], а это предполагает расстояние до звезды равное Шаблон:Val, то есть компонент E является фоновой звездой.

Компонент E является звездой главной последовательности спектрального класса Шаблон:Класс звездыpe[32], что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности, также он указывает на пекулярный спектр (имеются неправильности), а также он указывает на эмиссионные линии в спектре звезды.

Масса звезды равна Шаблон:Val[32], в настоящее время излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val[32], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Eё радиус в настоящее время оценивается в Шаблон:Val[23]. Её светимость, исходя из закона Стефана — Больцмана равна Шаблон:Val.

Сигма Ориона E имеет слабого компаньона на расстоянии около Шаблон:Val. Он примерно на 5 величин слабее, чем первичный компонент, также он богат гелием, и на инфракрасных длинах волн имеет величину 10-11m в Шаблон:Iw. Предполагается, что это звезда с малой массой 0,4-Шаблон:Val[12].

Сигма Ориона IRS1

Инфракрасный источник IRS1 близок к Сигма Ориона А. Он был разрешён в пару объектов малой массы, проплид и возможного третьего объекта. Более яркий объект имеет спектральный класс M1, массу около Шаблон:Val и выглядит как относительно нормальная звезда с малой массой. Более слабый объект очень необычен, демонстрируя промежуточный спектр поглощения M7 или M8 с линиями эмиссии водорода и гелия. Интерпретация заключается в том, что это коричневый карлик, встроенный в проплид, который испаряется под воздействием света Сигма Ориона А. Рентгеновское излучение IRS1 предполагает наличие аккреционного диска вокруг звезды типа T Тельца, но неясно, как это может соответствовать сценарию проплида[35].

Пылевая волна

Файл:Flame nebula WISE.jpg
Дуга пыли в инфракрасном свете, на длине волны 22 микрона

На инфракрасных изображениях заметная дуга пыли с центром в Сигма Ориона AB. Он находится на угловом расстоянии около Шаблон:Val от звезды спектрального класса O, на расстоянии около (Шаблон:Val). Она направлена к IC434, туманности Конская Голова, в соответствии с космическим движением звезды. Внешние проявления похожи на головную ударную волну, но тип излучения показывает, что это не ударная волна. Наблюдаемое инфракрасное излучение, достигающее пика около 45 микрон, может быть смоделировано двумя абсолютно чёрными телами: одно излучающее при температуре Шаблон:Val, а другое при температуре Шаблон:Val. Они, как полагают, производятся двумя разными по размеру зернами пыли.

Предполагается, что материал пылевой дуги получен путем испарения под воздействием света из молекулярного облака вокруг туманности Конская Голова. Пыль отделяется от газа, который уносит её от молекулярного облака давлением электромагнитного излучения от горячих звёзд в центре кластера Сигма Ориона. Пыль накапливается в более плотной области, которая нагревается и формирует видимую инфракрасную форму.

Термин «пылевая волна» применяется, когда пыль накапливается, но газ практически не подвержен влиянию, в отличие от «головной ударной волны», когда пыль и газ останавливаются. Пылевые волны возникают, когда межзвездная среда достаточно плотная, а звездный ветер достаточно слабый, так что расстояние торможения пыли больше, чем расстояние торможения в головной ударной волне. Это, очевидно, было бы более вероятно для медленно движущихся звезд, но медленно движущиеся излучающие звезды могут не иметь времени жизни достаточно долго, чтобы произвести головную ударную волну. Звезды позднего класса O с низкой светимостью обычно должны генерировать головные ударные волны, если эта модель верна[36].

История изучения кратности звезды

Файл:Spectacular visible light wide-field view of region of Orion's Belt and the Flame Nebula.jpg
σ Ориона (в правом нижнем углу) и туманность Конская Голова. Яркие звёзды Альнитак и Альнилам

В 1776 году Кристиан Майер описал σ Ориона как тройную звезду, увидев компоненты AB и E, и заподозрил, что другие компоненты также входят в эту систему.

В 1831 году В. Я. Струве, опубликовал свой каталог (который затем обновлялся в 1777 и 1779 гг.) открыл шестикратность звезды Сигма Ориона, то есть открыл компоненты AB-C, AB-D, AB-E, DC, EC, ED, сама звезда вошла в каталоги как STF 762Шаблон:Efn. В 1833 году В. Я. Струве обновляя свой каталог и основываясь на записях от 1823 года открыл семикратность звезды Сигма Ориона, то есть открыл компоненты AB-F звезда вошла в каталоги как STF3135Шаблон:Efn. В 1852 году Дж. Саут и Д. Гершеля, основываясь на записях от 1823 года открыли девятикратность Сигма Ориона, то есть ими были открыты компоненты AB-H и AB-I и звезда вошла в каталоги как SHJ 65Шаблон:Efn. В 1888 году Ш. Бёрнхем открыл двойственную природу компонента AB и звезда вошла в каталоги как BU 1032Шаблон:Efn. Ш. Бёрнхема сообщил, что σ Ориона A и B были очень близкой двойной звездой, хотя ряд более поздних наблюдателей не смогли подтвердить это открытие. Во второй половине двадцатого века орбита σ Ориона A/B была разрешена и в то время она была одной из самых кратных из известных звёзд (десятикратной)[37].

В 2001 год у американский астроном Н. Тёрнер и др (Шаблон:Lang-en) открыли одинадцетикратность звезды Сигма Ориона, то есть открыл компоненты AB-G звезда вошла в каталоги как TRN 19Шаблон:Efn. В 2003 году испанский астроном Кабальеро (Шаблон:Lang-es) открыл двойственную природу компонентов С и H звезда вошла в каталоги как CAB 26Шаблон:Efn. В 2004 году астроном Буй Х. и др (Шаблон:Lang-en) открыл двойственную природу компонента J и звезда вошла в каталоги как BOY 24Шаблон:Efn.

Ещё в 1904 году было обнаружено, что σ Ориона A имеет переменную лучевую скорость, что, как считается, указывает на спектрально-двойную звёзду с одной линией[38]. Спектральные линии вторичной звезды были очень плохо видны и часто вообще не видны, возможно потому, что они были расширены быстрым вращением. Существовала путаница по поводу того, действительно ли указанный спектроскопически-двоичной статус относился к известному визуальному компаньону B. Наконец, в 2006 году астроном Нордгрен Т. и др (Шаблон:Lang-en) открыл методами спектрального анализа двойственную природу компонента A и звезда вошла в каталоги как NOI 6Шаблон:Efn, таким образом, было подтверждено, что система тройная, с внутренней спектроскопической парой и более широким визуальным компаньоном[37]. Внутренняя пара была разрешена интерферометрически в 2013 году[39].

Компонент E был идентифицирован как богатая гелием звезда в 1956 году[40], имеющий переменную лучевую скорость, что было открыто в 1959 году и что свидетельствовало о его двойственности[41]. Также у компонента были открыты переменные характеристики излучения в 1974 году[42], с аномально сильным магнитным полем, которое было открыто в 1978 году[33]. Также было открыто в 1977 году[43], что звезда является фотометрической переменной и формально классифицируется как переменная звезда типа SX Овна, что было открыто в 1979 году[44]. В 2007 году российский астроном Расстегаев Д. А. и др открыл метолами спекл-интерферометрии двойственную природу компонента E и звезда вошла в каталоги как RAS 22Шаблон:Efn.

В 1996 году в области пояса Ориона было выявлено большое количество звезд до главной последовательности малой массы[45]. Было обнаружено, что подобная тесная группировка лежит вокруг Сигма Ориона[46]. Большое количество коричневых карликов было найдено в той же области и на том же расстоянии, что и яркие звезды Ориона[47]. Оптические, инфракрасные и рентгеновские объекты в кластере, включая 115 членов, лежащих в одном направлении, были перечислены в каталоге Mayrit с порядковым номером, за исключением центральной звезды, которая была указана просто как Mayrit AB[48].

Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[24][49]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента II
Aa,Ab 2006 26 187° — 4.07m —
2013 164° —
AB 1888 175 358° 0.2″ 4.07m 5.27m
1973 125° 0.3″
2015 77° 0.3″
AB,C 1831 45 235° 11.6″ 3.76m 8.79m
1973 238° 11.4″
2016 237° 11.6″
AB,D 1779 90 85° 13.4″ 3.76m 6.56m
1831 84° 12.9″
2018 84° 12.9″
AB,E 1777 81 55° 37.0″ 3.76m 6.34m
1831 61° 41.6″
2018 62° 41.5″
AB,F 1823 13 323° 213.8″ 3.76m 7.86m
2016 324° 208.0″
AB, G 2001 4 18° 3.1″ 3.76m 12.0m
2008 20° 3.2″
AB, H 1823 7 123° 310.1″ 3.76m 8.06m
2016 125° 306.9″
AB, I 1823 6 59° 525.4″ 3.76m 8.44m
2016 60° 524.7″
Ca,Cb 2003 2 45° 2.0″ 9.10m 14.50m
2007 12° 2.0″
DC 1831 33 251° 23.6″ 6.56m 8.79m
1868 251° 24.0″
2018 253° 23.7″
Ea,Eb 2007 3 301° 0.3″ 6.60m 11.30m
2010 303° 0.3″
EC 1831 25 240° 52.3″ 6.34m 8.79m
1868 240° 53.8″
2018 241° 52.9″
ED 1779 55 231° 31.4″ 6.34m 6.56m
1831 231° 30.1″
2018 233° 29.9″
Ha,Hb 2003 1 — 0.5″ 13.34m —
Ja,Jb 2004 2 318° 0.2″ 10.60m 12.80m
2007 317° 0.2″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Сигма Ориона, есть минимум два спутника:

Примечания

Комментарии

Шаблон:Комментарии

Источники

Шаблон:Примечания

Ссылки

Шаблон:Звёзды созвездия Ориона

Партнерские ресурсы
Криптовалюты
Магазины
Хостинг
Разное

  1. ↑ 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 1,12 1,13 1,14 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок schaefer не указан текст
  2. ↑ 2,0 2,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок astromyth не указан текст
  3. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Anderson2012 не указан текст
  4. ↑ 4,0 4,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок UniverseGuide не указан текст
  5. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок almagest не указан текст
  6. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок alsufi не указан текст
  7. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок kepler не указан текст
  8. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок uranometria не указан текст
  9. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок planetnaming не указан текст
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок caballero2007 не указан текст
  11. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок burnham не указан текст
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 12,4 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок bouy2009 не указан текст
  13. ↑ 13,0 13,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Hernandez не указан текст
  14. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок struve не указан текст
  15. ↑ 15,00 15,01 15,02 15,03 15,04 15,05 15,06 15,07 15,08 15,09 15,10 15,11 15,12 15,13 15,14 15,15 15,16 15,17 15,18 15,19 15,20 15,21 15,22 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок simondiaz2015 не указан текст
  16. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок gcvsAB не указан текст
  17. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок discrepancy не указан текст
  18. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок kaler не указан текст
  19. ↑ 19,0 19,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок caballero2014 не указан текст
  20. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок CADARS1922 не указан текст
  21. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок CADARS1979 не указан текст
  22. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок CADARS1982 не указан текст
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 23,3 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Silaj2014 не указан текст
  24. ↑ 24,0 24,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок WDS не указан текст
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 25,3 25,4 25,5 25,6 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок msc не указан текст
  26. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Gaia DR2C не указан текст
  27. ↑ 27,0 27,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок adelman2004 не указан текст
  28. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок caballero2005 не указан текст
  29. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Gaia DR2D не указан текст
  30. ↑ 30,0 30,1 30,2 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок hunger не указан текст
  31. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок gcvsE не указан текст
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 32,3 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок townsend не указан текст
  33. ↑ 33,0 33,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок landstreet не указан текст
  34. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Gaia DR2E не указан текст
  35. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок hodapp не указан текст
  36. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок ochsendorf не указан текст
  37. ↑ 37,0 37,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок simondiaz2011 не указан текст
  38. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок frost не указан текст
  39. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок hummel не указан текст
  40. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок greenstein не указан текст
  41. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок wallerstein не указан текст
  42. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок walborn не указан текст
  43. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок warren не указан текст
  44. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок ibvs1979 не указан текст
  45. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок wolk не указан текст
  46. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок walter не указан текст
  47. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок bejar не указан текст
  48. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок mayrit не указан текст
  49. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Alcyone не указан текст
Источник — http://wikihandbk.com/ruwiki/index.php?title=Русская_Википедия:Сигма_Ориона&oldid=10791733