Введение

Пятизвездочная система в созвездии Ориона

Наблюдения Starbox
| epoch=J2000
| constell=Orion
| ra=
| dec=B: 5.27C: 8.79D: 6.62E: 6.66 (6.61 6.77

Астрометрия Starbox
| component1 =
| radial v = −29.45 ± 0.45
| prop mo ra =
| prop mo dec =
| parallax = AB: 3.04 ± 8.92

Детали Starbox
| source=
| component1=E
| mass=8.30 Она упоминалась Аль Суфи, но не была формально включена в его каталог. В более позднее время измерения были выполнены Тихо Браге, и она была включена в его каталог. В расширении Кеплера она описана как "Quae ultimam baltei praecedit ad austr." (предыдущая крайняя звезда пояса, к югу). Затем Иоганн Байер занес её в свою "Уранметрию" как одиночную звезду с греческой буквой σ (сигма). Он описал её как "in ense, prima" (в мече, первая). Ей также было присвоено обозначение Фламстида 48. В 1776 году Кристиан Майер описал σ Ориона как тройную звезду, увидев компоненты AB и E, и предположил наличие ещё одной звезды между ними. Компонент D был подтвержден Ф.Г.В. Струве, который также добавил четвёртый (C), опубликовав это в 1876 году. В 1892 году Шерберн Уэсли Бернхэм сообщил, что σ Ориона A сама является очень близкой двойной звездой, хотя ряд последующих наблюдателей не смогли это подтвердить. Во второй половине двадцатого века орбита σ Ориона A/B была рассчитана, и в то время это была одна из самых массивных известных двойных систем. В 1904 году было обнаружено, что σ Ориона A имеет переменную радиальную скорость, что указывало на однолинейную спектроскопическую двойную звезду. Спектральные линии вторичной компоненты были неуловимы и часто не наблюдались вовсе, возможно, из-за их уширения быстрым вращением. Существовала путаница относительно того, действительно ли сообщаемый статус спектроскопической двойной звезды относится к известному визуальному компаньону B. Наконец, в 2011 году было подтверждено, что система является тройной, с внутренней спектроскопической парой и более удалённым визуальным компаньоном. σ Ориона E была идентифицирована как богатая гелием в 1956 году, демонстрировала переменные эмиссионные линии в 1974 году, обладала аномально сильным магнитным полем в 1978 году и была официально классифицирована как переменная звезда в 1979 году. В 1996 году в области пояса Ориона было обнаружено большое количество звезд малой массы, находящихся на стадии пре-основной последовательности. Особая плотная группировка была обнаружена вокруг σ Ориона. В той же области и на том же расстоянии от нас, что и яркие звезды σ Ориона, было найдено большое количество коричневых карликов. Оптические, инфракрасные и рентгеновские объекты в скоплении, включая 115 объектов, не являющихся членами скопления и расположенных в том же направлении, были перечислены в каталоге Mayrit с последовательным номером, за исключением центральной звезды, которая была указана просто как Mayrit AB.

Возраст

Сравнение наблюдаемых или вычисленных физических свойств каждой звезды с теоретическими треками звёздной эволюции позволяет оценить возраст звезды. Оценочные возрасты компонентов Aa, Ab и B составляют соответственно 0,3 млн лет, 0,9 млн лет и 1,9 млн лет. В пределах их значительных погрешностей, все они могут считаться согласованными друг с другом, хотя их сложнее согласовать с оцененным возрастом скопления σ Orionis в целом – 2–3 млн лет. Компонент E – необычная переменная звезда, классифицируемая как переменная типа SX Arietis, также известная как V1030 Orionis. Она богата гелием, обладает сильным магнитным полем и изменяет свою яркость между 6,61 и 6,77 звёздными величинами в течение периода вращения в 1,19 дня. Её спектральный тип – B2 Vpe. Считается, что изменчивость связана с крупномасштабными изменениями поверхностной яркости, вызванными магнитным полем. Период вращения замедляется из-за магнитного торможения; это одна из немногих магнитных звёзд, у которой изменение периода вращения измерено непосредственно. В какой-то момент было предположено, что σ Ori E может находиться дальше и быть старше других членов скопления, исходя из моделирования её эволюционного возраста и размера. У σ Ori E есть слабый компаньон, находящийся на расстоянии примерно трети дуговой секунды. Он примерно на 5 звёздных величин тусклее богатого гелием первичного компонента, то есть около 10–11 звёздных величин в инфракрасном диапазоне K. Предполагается, что это звезда с малой массой.

σ Орионис IRS1

Инфракрасный источник IRS1 расположен вблизи σ Ori A. Он был разрешен на пару объектов малой массы, проплид и, возможно, третий объект. Более яркий объект имеет спектральный класс M1, массу около [значение массы], и, по-видимому, является относительно нормальной звездой малой массы. Более слабый объект весьма необычен, демонстрируя разбавленный спектр поглощения M7 или M8 с линиями эмиссии водорода и гелия. Предполагается, что это коричневый карлик, находящийся внутри проплида, который подвергается фотоиспарению под воздействием σ Ori A. Рентгеновское излучение от IRS1 указывает на наличие аккреционного диска вокруг звезды типа T Tauri, однако неясно, как это согласуется со сценарием проплида.

Пылевая волна

На инфракрасных изображениях видна заметная дуга, центрированная на σ Ori AB. Она находится примерно в 50" от звезды класса O, что соответствует примерно 0,1 парсека на её расстоянии. Дуга направлена в сторону IC434, туманности Конская Голова, в соответствии с пространственным движением звезды. Внешний вид напоминает ударную волну, однако тип излучения указывает на то, что это не ударная волна. Наблюдаемое инфракрасное излучение, достигающее максимума около 45 микрон, может быть смоделировано двумя компонентами, близкими к излучению абсолютно черного тела, с температурами 68 К и 197 К соответственно. Считается, что они образуются пылевыми зернами разного размера. Предполагается, что материал дуги образуется в результате фотоиспарения из молекулярного облака вокруг туманности Конская Голова. Пыль отделяется от газа, который уносил её от молекулярного облака, под действием давления излучения горячих звезд в центре скопления σ Orionis. Пыль накапливается в более плотную область, которая нагревается и формирует наблюдаемую инфракрасную структуру. Термин "пылевая волна" используется, когда пыль скапливается, а газ практически не затронут, в отличие от "ударной волны", где останавливаются и пыль, и газ. Пылевые волны возникают, когда межзвездная среда достаточно плотная, а звездный ветер достаточно слабый, чтобы расстояние остановки пыли было больше расстояния остановки ударной волны. Это, очевидно, более вероятно для медленно движущихся звезд, но медленно движущиеся яркие звезды могут не иметь достаточного срока жизни для формирования ударной волны. Звезды позднего класса O с низкой светимостью должны обычно формировать ударные волны, если эта модель верна.

Расстояние

Расстояние до σ Ориониса и окружающего его звездного скопления исторически определялось с неопределенностью. Параллаксы, полученные по данным миссии Гиппаркос, были доступны для нескольких предполагаемых членов скопления, но для компонентов σ Орионис они имели очень высокую погрешность. Опубликованные оценки расстояния варьировались от 352 до 473, 2.4744 и 2.3077 соответственно. Эти оценки имеют небольшую статистическую погрешность, однако характеризуются значительным астрометрическим избыточным шумом. Параллакс для центрального компонента AB, полученный по данным миссии Gaia, не опубликован. Соответствующие расстояния для компонентов C, D и E составляют 402, 401 и 428 соответственно.