Орион шоқжұлдызындағы бес жұлдыз жүйесі

Кіріспе

Орион шоқжұлдызындағы бес жұлдызды жүйе

Жұлдызша бақылау
| эпоха=J2000
| шоқжұлдыз=Орион
| ra=
| dec=B: 5.27C: 8.79D: 6.62E: 6.66 (6.61–6.77

Жұлдызша егжей-тегжейлі
| көзі=
| компонент1=E
| масса=8.30 Аль-Суфи оны атаған, бірақ каталогында ресми түрде тізімделмеген. Көптен кейін Тихо Браге оны өлшеді және каталогына қосты. Кеплердің кеңейтуінде ол "Quae ultimam baltei praecedit ad austr" (белдеудің ең шеткі бөлігінің оңтүстігіне қарай алдында келеді) деп сипатталған. Кейін Иоганн Байер оны өзінің "Uranometria" еңбегінде грек әрпі σ (сигма) арқылы белгіленген бір жұлдыз ретінде жазды. Ол оны "in ense, prima" (жалағда, бірінші) деп сипаттады. Сондай-ақ, оған Фламстид 48 атауы берілді. 1776 жылы Кристиан Майер σ Ориді AB және E компоненттерін көрген және олардың арасында үшіншісі болуын күдіктенген үштік жұлдыз ретінде сипаттады. D компонентін FGW Struve растады және 1876 жылы төртінші (C) компонентін жариялады. 1892 жылы Шербурн Уэсли Бернхам σ Ори A өте жақын екілік екенін хабарлады, бірақ кейінірек көптеген бақылаушылар оны растай алмады. ХХ ғасырдың екінші жартысында σ Ori A/B орбитасы есептелді және сол кезде ол ең массивті екілік жұлдыздардың бірі болды. 1904 жылы σ Ori A-ның радиалдық жылдамдығы өзгеретіні анықталды, бұл бір сызықты спектроскопиялық екілік екенін көрсетеді. Екінші компоненттің спектрлік сызықтары анықталмады және көбінесе көрінбеді, мүмкін олардың тез айналуынан кеңейгендіктен. Хабарланған спектроскопиялық екілік мәртебесінің белгілі визуалды серігі B-ға қатысты емеуіне байланысты шатасу туды. 2011 жылы жүйе үштік екені расталды, оның ішкі спектроскопиялық жұбы және кеңірек визуалды серігі бар. σ Ori E 1956 жылы гелийге бай, 1974 жылы өзгеретін эмиссиялық сызықтары бар, 1978 жылы аномальды күшті магнит өрісі бар және 1979 жылы ресми түрде өзгеретін жұлдыз ретінде жіктелді. 1996 жылы Орион белдеуінің аймағында негізгі тізбекке дейінгі төмен массалы жұлдыздардың көп саны анықталды. σ Орионис айналасында ерекше жақын топтасулар табылды. Сол аймақта және σ Орионис жұлдыздарымен бірдей қашықтықта көптеген қоңыр жұлдыздар табылды. Оптикалық, инфрақызыл және рентгендік нысандар, соның ішінде бір бағытта жатқан 115 мүше емес нысандар Mayrit каталогында тізімделді, ал орталық жұлдыз Mayrit AB ретінде көрсетілді.

Starbox detail
| source=
| component1=E
| mass=8.30 It was referred to by Al Sufi, but not formally listed in his catalogue. In more modern times, it was measured by Tycho Brahe and included in his catalogue. In Kepler's extension it is described as "Quae ultimam baltei praecedit ad austr." (preceding the outermost of the belt, to the south). It was then recorded by Johann Bayer in his Uranometria as a single star with the Greek letter σ (sigma). He described it as "in enſe, prima" (in the sword, first). It was also given the Flamsteed designation 48. In 1776, Christian Mayer described σ Ori as a triple star, having seen components AB and E, and suspected another between the two. Component D was confirmed by FGW Struve who also added a fourth (C), published in 1876. In 1892 Sherburne Wesley Burnham reported that σ Ori A was itself a very close double, although a number of later observers failed to confirm it. In the second half of the twentieth century, the orbit of σ Ori A/B was solved and at the time was one of the most massive binaries known. σ Ori A was discovered to have a variable radial velocity in 1904, considered to indicate a single lined spectroscopic binary. The spectral lines of the secondary were elusive and often not seen at all, possibly because they are broadened by rapid rotation. There was confusion over whether the reported spectroscopic binary status actually referred to the known visual companion B. Finally in 2011, it was confirmed that the system is triple, with an inner spectroscopic pair and a wider visual companion. σ Ori E was identified as helium rich in 1956, having variable emission features in 1974, having an abnormally strong magnetic field in 1978, and formally classified as a variable star in 1979. In 1996, a large number of low mass pre main sequence stars were identified in the region of Orion's Belt. A particular close grouping was discovered to lie around σ Orionis. A large number of brown dwarfs were found in the same area and at the same distance as the bright σ Orionis stars. Optical, infrared, and x ray objects in the cluster, including 115 non members lying in the same direction, were listed in the Mayrit Catalogue with a running number, except for the central star which was listed simply as Mayrit AB.

Жасы

Әрбір жұлдыздың байқалған немесе есептелген физикалық қасиеттерін теориялық жұлдыздық эволюциялық іздермен салыстыру жұлдыздың жасын бағалауға мүмкіндік береді. Aa, Ab және B компоненттерінің шамамен жасы 0,3 Myr, 0,9 Myr және 1,9 Myr шамасында. Олардың үлкен қателік шегінде олардың барлығы бір-бірімен сәйкес келеді, бірақ оларды σ Orionis шоғырының жалпы жасымен – 2-3 Myr – салыстыру қиын. Компонент E – ерекше өзгермелі жұлдыз, ол SX Arietis типіндегі өзгермелі жұлдыз ретінде жіктеледі және V1030 Orionis деп те аталады. Ол гелийге бай, күшті магнит өрісіне ие және 1,19 күн айналу периоды ішінде 6,61 және 6,77 шамалары арасында өзгереді. Оның спектрлік классы B2 Vpe. Бұл өзгермелілік магнит өрісінің салдарынан беткі жарықтықтағы ірі масштабты өзгерістерге байланысты деп есептеледі. Магниттік тежелудің әсерінен айналу периоды баяулап келеді; ол айналу периодының өзгеруін тікелей өлшеген санаулы магниттік жұлдыздардың бірі. Бір кезде σ Ori E шоғырының басқа мүшелеріне қарағанда қашықтау және ескірек болуы мүмкін деген гипотеза айтылған. σ Ori E-нің бір доғалық секундтың үштен бірі қашықтықтағы әлсіз серігі бар. Ол гелийге бай негізгі жұлдыздан шамамен 5 шамаға әлсіз, K диапазонындағы инфрақызыл толқындарда шамамен 10-11 шамасында. Бұл жұлдыздың массасы төмен деп болжанады.

σ Orionis IRS1

ИРС1 инфрақызыл көзі σ Ori A-ға жақын орналасқан. Ол төмен массалы екі нысанға, проплидке және мүмкін үшінші нысанға жіктелді. Көбірек жарқыраған нысанның спектрлік класы M1, массасы шамамен 1 күн массасынан кем. Ал әлсіз нысан өте ерекше, сутегі мен гелийдің эмиссиялық сызықтарын көрсететін сұйытылған M7 немесе M8 сіңіру спектрін көрсетеді. Бұл түсіндіру бойынша, σ Ori A-мен фотобуғалдырылып жатқан проплидтің ішінде орналасқан қоңыр ергежейлі жұлдыз. ИРС1-ден шыққан рентген сәулелері T Tauri жұлдызының айналасында аккрециялық дискінің болуын көрсетеді, бірақ бұл проплид сценарийімен қалай үйлеседі әлі белгісіз.

Шаң толқыны

Инфрақызыл суреттерде σ Ori AB орталығында айқын доға көрінеді. Ол О класындағы жұлдыздан шамамен 50" қашықтықта, оның қашықтығын есептегенде 0,1 парсектей болады. Бұл доға жұлдыздың кеңістіктегі қозғалысына сәйкес, IC434 – Жылқыбас тұмандығына қарай бағытталған. Сыртқы түрі соққы толқынына ұқсас, бірақ сәулелену түрі бұл соққы толқыны емес екенін көрсетеді. Байқалған инфрақызыл сәуле шығаруы шамамен 45 микронға дейін жетеді және екі қара дене компонентімен – бірі 68К, екіншісі 197К температурада – модельделуі мүмкін. Бұлар екі түрлі өлшемдегі шаң бөлшектерінің нәтижесі деп есептеледі. Доғаның материалы Жылқыбас тұмандығының айналасындағы молекулалық бұлттан фотобулану арқылы пайда болады деген теория бар. Шаң, σ Орионис шоғырының ортасындағы ыстық жұлдыздардың сәулелену қысымының әсерінен молекулалық бұлттан бірге кеткен газбен ажыратылады. Шаң жиналып, тығыз аймаққа айналады, қызады және көзбен көрінетін инфрақызыл пішінге ие болады. Егер шаң жиналғанда, газға едәуір әсер етпесе, онда бұл құбылысқа "шаң толқыны" термині қолданылады, ал газ бен шаң екеуі де тоқтатылса, онда ол "соққы толқыны" деп аталады. Шаң толқындары жұлдызаралық орта жеткілікті тығыз болғанда және жұлдыздық желдің күші жеткіліксіз болғанда пайда болады, нәтижесінде шаңның тұрақтанған қашықтығы соққы толқынының тұрақтанған қашықтығынан артық болады. Бұл, әрине, баяу қозғалатын жұлдыздар үшін жиірек кездеседі, бірақ баяу қозғалатын жарқын жұлдыздардың өмір сүру ұзақтығы соққы толқынын жасауға жеткіліксіз болуы мүмкін. Егер бұл модель дұрыс болса, төмен жарқындығы бар О класындағы жұлдыздар көбінесе соққы толқынын туғызуы керек.

Қашықтық

σ Орионға және оның айналасындағы жұлдыздар шоғырына дейінгі қашықтық бұрынғыда нақты белгісіз болған. Гиппаркос параллаксы бірнеше күдікті мүшелері үшін қолжетімді болды, бірақ σ Орионның құрамдас бөліктері үшін өте жоғары дәлсіздіктермен. Жарияланған қашықтық бағалары 352-ден 473-ке дейін ауытқып келді. 2.4744 және 2.3077 сәйкесінше. Бұл бағалардың статистикалық қателіктері төмен болғанымен, айтарлықтай астрометриялық қосымша шу байқалды. Орталық AB құрамдас бөлігі үшін Гайя параллаксы жарияланбады. С, D және Е құрамдас бөліктері үшін сәйкес қашықтықтар 402, 401 және 428-ді құрайды.