Sigma Orion

Sigma Orion (σ Orion, Sigma Orionis, σ Orionis , forkortet Sigma Ori, σ Ori ) er en multipel stjerne i det ækvatoriale stjernebillede Orion , bestående af de lyseste medlemmer af en ung åben stjernehob . Den ligger i den østlige del af Orions Bælte , sydvest for Alnitak og vest for Hestehovedtågen , som den delvist oplyser. Sigma Orion har en tilsyneladende stjernestørrelse på +3,80 m , og ifølge Bortl-skalaen er den synlig for det blotte øje selv på den indre byhimmel . 

Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [2] vides det, at stjernen er omkring 1263,28 væk  . år ( 387,51  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres syd for 88°N. sh. , det vil sige, at den er synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af polarområderne i Arktis . Det bedste tidspunkt for observation er december [29] .

Sigma Orions gennemsnitlige rumhastighed har komponenter (U, V, W)=(-25,4, −16,7, −3,8) [30] , hvilket betyder U= −25,4  km/s (bevæger sig væk fra det galaktiske centrum ), V = −16,7  km/s (bevæger sig mod den galaktiske rotationsretning) og W= −3,8  km/s (bevæger sig mod den galaktiske sydpol ).

Sigma Orion bevæger sig ret hurtigt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er 29  km/s [29] , hvilket er næsten 3 gange hastigheden af ​​de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også, at stjernen bevæger sig væk fra Solen . På himlen bevæger stjernen sig mod nordøst [31] .

Stjernenavn

Orions Sigma ( lat. Sigma Orionis ) har været kendt siden antikken, men den var ikke med i Ptolemæus ' Almagest [32] . Hun blev nævnt af Al Sufi , men ikke officielt opført i hans katalog [33] . I mere moderne tid blev dens lysstyrke målt af Tycho Brahe , og stjernen blev inkluderet i hans katalog. I Keplers udvidede genudgivelse af kataloget blev hun beskrevet som " lat. Quae ultimam baltei praecedit ad austr " (foran den yderste del af bæltet mod syd) [34] . Den blev derefter inkluderet i 1603 af Johann Bayer i hans " Uranometri " som en enkelt stjerne, betegnet med det græske bogstav σ ( sigma ). Selvom selve bogstavet er det 18. i rækken i det græske alfabet ), er selve stjernen den 15. lyseste i stjernebilledet . Bayer beskrev det som " lat. in ene, prima " (den første i sværdet ) [35] . Sigmaen fra Orion har også betegnelsen givet af J. Flamsteed  - 48 Orion ( lat . 48 Orionis , 48 ​​​​Ori ) [31] .      

Betegnelser for komponenter som Sigma Orion 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 og Ja,Jb følger af konventionen brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) for stjernesystemer og vedtaget af International Astronomical Union (IAU) [36] .

Egenskaber for Sigma Orion-systemet

Sigma Orion Cluster

Orion Sigma-klyngen er en del af Orion OB1b-foreningen , almindeligvis omtalt som Orion-bæltet . Hoben blev først genkendt i 1996, hvor en population af hovedsekvensstjerner blev opdaget omkring stjernerne i Sigma Orion. Det er siden blevet nøje undersøgt på grund af klyngens nærhed og mangel på interstellar udryddelse . Det er blevet beregnet, at stjernedannelsen i hoben begyndte for 3 millioner år siden, selve hoben strækker sig til omkring 360  pct . [15] .

I det centrale område af hoben , fem bueminutter i størrelse , er fem særligt klare stjerner synlige, mærket fra A til E i rækkefølge fra den lyseste komponent af Sigma Orion A. Det nærmeste par AB er 0,2-0,3  " væk fra det. , og blev opdaget ved hjælp af et 12-tommer teleskop [37] . Den infrarøde og radiokilde , IRS1, er 3,3  " væk fra Sigma Orion A. Der er også en variabel røntgenkilde , som antages at være en T Tauri-stjerne [38] .

Hoben omfatter en række andre stjerner af spektraltype A eller B [15] [39] :

• HD 37699 er en blå kæmpe af spektral type B5, ret fjernt fra klyngen, i umiddelbar nærhed af Hestehovedtågen ;
• HD 37525 er en B5 hovedsekvensstjerne og en spektroskopisk binær ;
• HD 294271 er et ungt B5-stjerneobjekt med to lavmasse-ledsagere;
• HD 294272 er en dobbeltstjerne, der indeholder to unge stjerneobjekter af spektral type B;
• HD 294272 er en dobbeltstjerne, der indeholder to unge stjerneobjekter af spektral type B;
• HD 37333 er en ejendommelig A1 hovedsekvensstjerne ;
• HD 37564 er et ungt stjerneobjekt af spektral type A8;
• V1147 Orionis er en blå kæmpe af spektralklasse B9.5 og en α²-type variabel stjerne Canis Hounds ;
• HD 37686 er en B9.5 hovedsekvensstjerne tæt på HD 37699;
• HD 37545 er en fjern hovedsekvensstjerne af spektral type B9 ;
• HD 294273 er ​​et ungt stjerneobjekt af spektral type A8;
• 2MASS J05374178-0229081 er et ungt stjerneobjekt af spektraltype A9;
• HD 294271 og HD 294272 udgør den "dobbelte" stjerne Struve 762 (Struve 761 eller STF 761). Et bueminut fra Sigma Orion er der en stjerne også kendt som Struve 762 [40] .

Mere end 30 andre sandsynlige medlemmer af hoben er blevet fundet inden for et bueminut fra den centrale stjerne, for det meste brune dværge og objekter med planetmasse , såsom S Orionis 70 , samt de unge røde dværge 2MASS J05384746-0235252 og 2MASS J05384301- 0236145 [38] . I alt regnes flere hundrede lavmasseobjekter som medlemmer af hoben, herunder omkring hundrede spektroskopisk målte klasse M-stjerner , omkring 40 klasse K-stjerner og flere objekter af spektralklasse G og F. Mange er samlet i den centrale kerne, men der er en glorie af tilknyttede objekter, spredt i en afstand på mere end 10 bueminutter [39] .

Egenskaber for et multisystem

Parameter		Betyder
Periode	P	143,2002 ± 0,0024  d.
Hovedakse	-en	~ 360
Excentricitet	e	0,77896 ± 0,00043
Humør	jeg	~ 56,378±0,085  °

Selvom Sigma Orionis Aa og Sigma Orionis Ab ikke kan detekteres direkte med konventionelle enkeltspejlteleskoper, er deres respektive visuelle størrelser blevet beregnet til 4,61 m og 5,20 m [7] . De to komponenter i Sigma Orion A er blevet interferometrisk løst ved hjælp af CHARA- interferometeret , og kombinationen af ​​interferometriske og visuelle observationer giver en meget præcis kredsløb [2] . Sigma Orionis Aa og Sigma Orionis Ab er et tæt par spektroskopiske binære filer , der er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 0,004286  ″ [2] , hvilket svarer til den semi-hovedakse i kredsløbet mellem ledsagere på mindst 1,67  AU. og en rotationsperiode på 143  dage [2] .

Banen har en meget stor excentricitet , som er lig med 0,78 [2] . I processen med at rotere rundt om hinanden nærmer stjernerne sig således hinanden i en afstand af 0,39  AU. (det vil sige ind i Merkurs kredsløb ), så fjernes de i en afstand af 2,97 AU  . e. (det vil sige til den ydre del af hovedasteroidebæltet , og mere specifikt til kredsløbet om asteroiden Hesperia ). Hældningen i systemet er ikke særlig stor og udgør 56.378° [2] set fra Jorden .

Hvis vi ser fra Sigma Orion Aa til Sigma Orion Ab, så vil vi se en hvid-blå stjerne, der skinner med en lysstyrke på -33,20 m , det vil sige med en lysstyrke på 382 sole (i gennemsnit, afhængig af positionen af stjerne i kredsløb). Desuden vil stjernens vinkelstørrelse (i gennemsnit) være - ~ 1,53 ° [b] , det vil sige, at stjernens vinkelstørrelse vil være 3 gange større end vores sols vinkelstørrelse . Hvis vi ser fra siden af ​​Sigma Orion Ab på Sigma Orion Aa, så vil vi se en blå stjerne, der skinner med en lysstyrke på -33,79 m , det vil sige med en lysstyrke på 658 sole (i gennemsnit, afhængig af positionen af stjernen i kredsløb). Desuden vil stjernens vinkelstørrelse (i gennemsnit) være - ~ 1,79 ° [b] , det vil sige, at stjernens vinkelstørrelse vil være 3,57 gange større end vores sols vinkelstørrelse . Mere nøjagtige parametre for stjernerne er angivet i tabellen:

	Ved periastron ( 0,39  AU )				Ved apoaster ( 2,97  AU )
	m		D° [b]		m		D° [b]
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
m er den tilsyneladende stjernestørrelse ;  - lysstyrke, udtrykt i solens lysstyrker ; D° er stjernens vinkeldiameter udtrykt i grader ;  — stjernens diameter udtrykt i vinkeldiametre af solradius ( solens vinkeldiameter  er 0,5°);

Sigma Orioni A og Sigma Orioni B er et bredt par stjerner, der er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 0,2629"  ″ [2] , hvilket svarer til en semi-hovedakse i kredsløbet mellem ledsagerne på mindst 92,568  AU og en rotationsperiode på 159.896  år [2] . Banen har en excentricitet næsten nul , hvilket er lig med 0,024 [2] . Hældningen i systemet er meget stor og udgør 172,1 ° [2] , det vil sige at stjernen roterer i en retrograd bane set fra Jorden . Hældningerne af de to baner er kendt nøjagtigt nok til at beregne deres relative hældning.De to baneplaner er inden for 30° fra det ortogonale plan , hvor den indre bane er direkte og den ydre er retrograd. Selvom det er noget usædvanligt, er denne situation ikke ualmindelig i ternære systemer [2] .

Hvis vi ser fra Sigma Orion A til Sigma Orion B, vil vi se en hvid-blå stjerne, der skinner med en lysstyrke på −24,41 m , det vil sige med en lysstyrke på 0,12 sole . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 103,68 " [b] . På den anden side, hvis vi ser fra siden af ​​Sigma Orion B på et par stjerner Sigma Orion A, vil vi se en blå stjerne, der skinner med en lysstyrke på -25,07 m , det vil sige med en lysstyrke på 0,21 sole , ved siden af ​​hvilken der er en blå-hvid stjerne og som skinner med en lysstyrke på -24,48 m , det vil sige med en lysstyrke på 0,12 sole ... Ydermere vil vinkelstørrelsen af ​​den første stjerne være - ~ 115,2 " [b] (6,4% af Solens vinkelstørrelse ), og den anden ~100,8 " [b] (5,5% af Solens vinkelstørrelse ) I dette tilfælde vil den maksimale vinkelafstand mellem stjernerne være ~2°.

Sigma Orion viser variabilitet: Under observationer ændres stjernens lysstyrke med 0,06 m fra 3,75 m til 3,81 m , med en ubestemt periode er variabeltypen også ubestemt [6] . Stjernen har en betegnelse, der er karakteristisk for variable stjerner NSV 16610 .

Masseberegning

Masserne af disse tre komponentstjerner kan beregnes ved hjælp af:

• den spektroskopiske beregning af overfladetyngdekraften og dermed den spektroskopiske masse ;
• sammenligninger af evolutionære modeller med observerede fysiske egenskaber for at bestemme den evolutionære masse , såvel som stjernernes alder;
• bestemmelse af den dynamiske masse ud fra stjernernes orbitale bevægelser.

De spektroskopiske masser fundet for hver komponent i Sigma Orion har store fejlmargener, men de dynamiske og spektroskopiske masser anses for nøjagtige til omkring 1 µm  , og de dynamiske masser af de to komponenter i Sigma Orion A er kendt inden for 0,25  . De dynamiske masser er dog stadig større end de evolutionære masser og større end deres fejlmarginer, hvilket indikerer et systemisk problem [2] [7] . Denne type uoverensstemmelse i beregningen af ​​masser er et almindeligt og langvarigt problem, der opstår i mange stjerner [41] .

Stjernernes alder og deres videre udvikling

Sammenligning af de observerede eller beregnede fysiske egenskaber for hver stjerne med stjernernes teoretiske evolutionære spor gør det muligt at estimere stjernens alder. Estimeret alder af komponenterne Aa, Ab og B er 0,3+1,0
-0,3 millioner år [7] , 0,9+1,5
-0,9 millioner år [7] og 1,9+1,6
-1,9 millioner år [7] . Inden for deres store fejl kan de alle betragtes som født på samme tid som hinanden, selvom dette faktum i dette tilfælde er sværere at forene med den anslåede alder af Sigma Orion-klyngen på 2-3  millioner år [2] . Det er kendt, at stjerner med en masse på 18  [7] lever på hovedsekvensen i 3,0  millioner år , så snart vil Aa-komponenten eksplodere som en supernova først og måske endda udstøde B-komponenten [42] fra Sigma Orion-systemet ( komponent "B" vil leve på hovedsekvensen i 6,18  millioner år og eksplodere næste gang om 3,18  millioner år ). Mest sandsynligt vil "Ab"-komponenten blive slynget ud af systemet på samme måde, som vil leve på hovedsekvensen i 7,6  millioner år og eksplodere næste gang om 4,6  millioner år .

Aa komponentegenskaber

Sigma Orion Aa er en dværgstjerne af spektral type O9.5V [8] , hvilket også indikerer, at brint i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen .

Stjernens masse er 18  [7] . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 35.000  K [7] , hvilket giver den dens karakteristiske blå farve. Dens lysstyrke er 41 700  [7] .

På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1922. Da stjernen er binær, blev radius af den lyseste komponent tilsyneladende målt. Data om denne måling er angivet i tabellen:

År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
1922	3,78	B0	0,6	8.1	[43]
1979	3,81	09,5V	0,22	7,0	[44]
1982	3,81	09,5V	0,21	—	[45]

Dens radius er i øjeblikket anslået til 5,6  [7] . Målingen fra 1979 var således den mest fyldestgørende, men unøjagtig, radius blev undervurderet med 20%. Stjernen har en overfladetyngdekraft , der er karakteristisk for en udviklet dværg på 4,20  CGS [7] eller 158,5 m/s² , det vil sige, at den er 58 % af solværdien ( 274,0 m/s² ).

Orion Sigma Aa roterer med en hastighed på mindst 67,5 gange solens og lig med 135  km/s [7] , hvilket giver stjernen en rotationsperiode på mindst 2,16  dage .

Ab-komponentegenskaber

Sigma Orionis Ab skulle efter dens masse, som er lig med 13  [7] , være en dværgstjerne af spektraltype B1V [46] . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 31.000  K [7] (denne temperatur er noget høj for sin spektralklasse , som er karakteriseret ved temperaturer på 25.400  K [46] ), hvilket giver den en karakteristisk blå- hvid farve. Dens lysstyrke er 18 600  [7] . Dens radius er i øjeblikket anslået til 4,8  [7] . Sigma Orionis Ab roterer med en hastighed på mindst 17,5 gange Solens hastighed og lig med 35  km/s [7] , hvilket giver stjernen en rotationsperiode på mindst 7,13  dage .

Komponent B-egenskaber

Spektret af komponent B, den ydre stjerne af stjernetrippelen , kan ikke detekteres direkte. Lysstyrkebidraget fra Sigma Orion B kan måles og er sandsynligvis en B0.5V dværg [ 8 ] . Det indikerer også, at brinten i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Dens visuelle størrelse på 5,27 m [11] ligner Sigma Orionis Ab og bør derfor være let synlig, men det antages, at dens spektrallinjer er meget udvidede og usynlige på baggrund af de to andre stjerner [7] . B-komponentens kredsløb blev nøjagtigt beregnet ved hjælp af NPOI -arrays og CHARA- interferometeret . Beregninger af tre stjerners kredsløb giver en parallakse, der er meget mere nøjagtig end Hipparcos [2] .

Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 29.000  K [7] , hvilket giver den den karakteristiske blå-hvide farve som en stjerne af spektraltype B . Stjernens masse er 14  [7] .

Stjernens radius er ganske normal for en stjerne af dens spektraltype og er næsten lig med Sigma Orionis Ab: 5,0  [7] . Stjernens lysstyrke er 15 800  [7] .

Orion Sigma B roterer med en hastighed næsten den samme som dens ledsagers og lig med 250  km/s [7] , hvilket giver stjernen en rotationsperiode på mindst 1,04  dage .

C-komponentegenskaber

Det svageste medlem af Sigma Orionis er komponent C. Den indgår i Sigma Orioni-systemet, fordi den er placeret i en lille vinkelafstand fra den centrale tredobbelte stjerne. Stjernen er også i en afstand på mindst 3661  AU. [47] . I 2018, efter Gaia -missionen, blev det kendt, at stjernens parallakseværdi er 2,3674 ± 0,0883 [13] , og dette indebærer en afstand til stjernen lig med 1377  sv. år , det vil sige, at C-komponenten er en baggrundsstjerne.

Det er en hovedsekvensstjerne af spektral type A2V . At dømme efter sin masse, som er lig med 2,7  [15] , blev stjernen født på grænsen mellem klasse A og B og udstråler i øjeblikket energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 8820  K [48] , hvilket giver den en karakteristisk hvid-gul farve. Dens radius er i øjeblikket anslået til 1,78  [48] . Dens lysstyrke , baseret på Stefan-Boltzmann-loven, er 17.17  .

Sigma Orionis C har en svag ledsager med 2  buesekunders mellemrum , kaldet Cb [49] eller MAD-4 [38] . Cb-komponenten er fem størrelser svagere end Sigma Orionis Ca ved infrarøde bølgelængder og har en størrelsesorden på 14,07 m ved infrarødt K-bånd , og er sandsynligvis en brun dværg [38] .

Komponent D-egenskaber

Komponent D er også inkluderet i Sigma Orionis, fordi den er placeret i en lille vinkelafstand fra den centrale tredobbelte stjerne: 13  buesek . Stjernen er også mindst 4680  AU væk. [47] . I 2018, efter Gaia -missionen, blev det kendt, at stjernens parallakseværdi er 2,2935 ± 0,0790  mas [16] , og dette indebærer en afstand til stjernen lig med 1421  sv. år , det vil sige, at D-komponenten er en baggrundsstjerne.

Komponenten er en hovedsekvensstjerne af spektraltype B2V [15] , hvilket indikerer, at brinten i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen .

Stjernen har en masse på 6,8  [18] og udstråler i øjeblikket energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 21.500  K [18] , hvilket giver den dens karakteristiske blå-hvide farve. Dens radius er i øjeblikket anslået til 5,33  [46] . Dens lysstyrke , baseret på Stefan-Boltzmann-loven, er 5439  .

Størrelsen, temperaturen og lysstyrken af ​​D-komponenten ligner meget Sigma Orion E-systemet, men det viser ikke nogen usædvanlige spektrale træk eller variabilitet af denne stjerne.

E Komponentegenskaber

Komponent E er en usædvanlig variabel stjerne , klassificeret som en variabel af typen SX Vædderen og har også betegnelsen karakteristisk for variable stjerner V1030 Orioni . Komponenten er rig på helium, har et stærkt magnetfelt og oplever lysstyrkevariationer fra 6,61 m til 6,71 m i den første periode og op til 6,77 m [50] i den anden periode under stjernens rotationsperiode, som er 1,19 dage. Variabiliteten menes at skyldes store ændringer i overfladens lysstyrke forårsaget af magnetfeltet . Rotationsperioden bliver langsommere på grund af magnetbremsning [21] . Det magnetiske felt varierer meget fra -2300 til +3100 gauss , hvilket stemmer overens  med variationer i lysstyrke og stjernens sandsynlige rotationsperiode. For at frembringe sådanne ændringer kræves en magnetisk dipol på mindst 10.000  gauss . Ved minimum lysstyrke fremkommer et kuvertspektrum, der tilskrives plasmaskyer, der kredser over fotosfæren . Forstærkningen af ​​helium i spektret kan skyldes, at brint overvejende fanges i retning af de magnetiske poler, hvilket efterlader et overskud af helium nær ækvator [51] .

Komponent E er også inkluderet i Sigma Orionis, fordi den er placeret i en lille vinkelafstand fra den centrale tredobbelte stjerne: 41  buesekunder . Stjernen er også mindst 15.000  AU væk. [47] . Allerede i 1999 blev det foreslået, at Sigma Orionis E kunne være længere og ældre end de andre medlemmer af klyngen, efter at have modelleret dens evolutionære alder og størrelse [18] . I 2018, efter Gaia -missionen, blev det faktisk kendt, at stjernens parallakseværdi er 2,2801 ± 0,0955  mas [20] , og dette indebærer en afstand til stjernen svarende til 1430  sv. år , det vil sige, at E-komponenten er en baggrundsstjerne.

Komponent E er en hovedsekvensstjerne af spektraltype B2Vpe [21] , hvilket indikerer at brinten i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", det vil sige at stjernen er på hovedsekvensen , det indikerer også et ejendommeligt spektrum (der er uregelmæssigheder), og det peger også på emissionslinjerne i stjernens spektrum .

Stjernen har en masse på 8,3  [21] og udstråler i øjeblikket energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 22.500  K [21] , hvilket giver den dens karakteristiske blå-hvide farve. Dens radius er i øjeblikket anslået til 5,33  [46] . Dens lysstyrke , baseret på Stefan-Boltzmann-loven, er 6523  .

Sigma Orionis E har en svag følgesvend omkring 0,3  buesekunder væk . Den er omkring 5 størrelsesorden svagere end den primære, er også rig på helium og har ved infrarøde bølgelængder en størrelsesorden på 10-11 m i det infrarøde K-bånd . Det antages, at der er tale om en stjerne med en lav masse på 0,4-0,8 [  38] .

Sigma Orionis IRS1

Infrarød kilde IRS1 er tæt på Sigma Orion A. Den er blevet opløst til et par lavmasseobjekter, proplider og et muligt tredje objekt. Det lysere objekt har spektraltype M1, en masse på omkring 0,5 µm  og ligner en forholdsvis normal stjerne med lav masse. Det svagere objekt er meget usædvanligt og viser et mellemabsorptionsspektrum på M7 eller M8 med brint- og heliumemissionslinjer. Fortolkningen er, at det er en brun dværg indlejret i en proplyd , der fordampes af lyset fra Sigma Orion A. Røntgenstrålingen fra IRS1 antyder en tilvækstskive omkring en T Tauri-stjerne , men det er ikke klart, hvordan dette kunne passer til det proplyd- scenarie [52] .

Dust Wave

Infrarøde billeder viser en fremtrædende støvbue centreret om Sigma Orionis AB. Den ligger i en vinkelafstand på omkring 50 buesekunder  fra en O- stjerne , i en afstand på omkring ( 0,1  pc ). Den peger mod IC434, Hestehovedtågen , på linje med stjernens kosmiske bevægelse. Eksterne manifestationer ligner buechok , men typen af ​​stråling viser, at dette ikke er et buechok. Den observerede infrarøde stråling , der topper ved omkring 45 mikron, kan modelleres af to sorte legemer , den ene udsender ved 68  K og den anden ved 197  K. De menes at være produceret af to forskellige størrelser støvkorn.

Det antages, at støvbuens materiale blev opnået ved fordampning under påvirkning af lys fra en molekylær sky omkring Hestehovedtågen. Støvet adskilles fra gassen, som fører det væk fra molekylskyen ved trykket fra elektromagnetisk stråling fra de varme stjerner i centrum af Sigma Orion-hoben. Støv samler sig i et tættere område, som opvarmes og danner en synlig infrarød form.

Udtrykket "støvbølge" bruges, når støvet bygger sig op, men gassen er stort set upåvirket, i modsætning til " bovstødet ", når støvet og gassen går i stå. Støvbølger opstår, når det interstellare medium er tæt nok, og stjernevinden er svag nok til, at støvets modstandsafstand er større end modstandsafstanden i bovstødet. Dette ville naturligvis være mere sandsynligt for langsomt bevægende stjerner, men langsomt bevægende udstrålende stjerner har muligvis ikke levetider lang nok til at producere et buechok . Sene O-stjerner med lav lysstyrke bør normalt generere buestød, hvis denne model er korrekt [53] .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I 1776 beskrev Christian Maier σ Orionis som en tredobbelt stjerne efter at have set AB- og E-komponenterne og havde mistanke om, at andre komponenter også var i dette system.

I 1831, V. Ya. Struve , udgav sit katalog (som derefter blev opdateret i 1777 og 1779), opdagede den seksdobbelte stjerne Sigma Orion, det vil sige, opdagede komponenterne AB-C, AB-D, AB-E, DC, EC, ED , selve stjernen blev inkluderet i katalogerne som STF 762 [c] . I 1833 opdagede V. Ya. Struve , der opdaterede sit katalog og baseret på optegnelserne fra 1823, den syvfoldige stjerne Sigma Orion, det vil sige, han opdagede AB-F-komponenterne, stjernen blev inkluderet i katalogerne som STF3135 [d] . I 1852 opdagede J. South og D. Herschel , baseret på optegnelser fra 1823, den nifoldige Sigma Orion, det vil sige, de opdagede komponenterne AB-H og AB-I, og stjernen blev inkluderet i katalogerne som SHJ 65 [e ] . I 1888 opdagede S. Burnham den dobbelte natur af AB-komponenten, og stjernen blev inkluderet i katalogerne som BU 1032 [f] . S. Burnham rapporterede, at σ Orioni A og B var meget tætte binære stjerner , selvom en række senere observatører ikke var i stand til at bekræfte denne opdagelse. I anden halvdel af det tyvende århundrede blev kredsløbet for σ Orion A/B løst, og på det tidspunkt var det en af ​​de mest kendte stjerner (ti gange) [10] .

I 2001 opdagede den amerikanske astronom N. Turner et al. ( Eng.  Turner NH ) den ellevefoldige stjerne Sigma Orioni, det vil sige opdagede AB-G-komponenterne, stjernen blev inkluderet i katalogerne som TRN 19 [g] . I 2003 opdagede den spanske astronom Caballero ( spansk:  Caballero JA ) den dobbelte natur af komponenterne C og H. Stjernen blev inkluderet i katalogerne som CAB 26 [h] . I 2004 opdagede astronomen Bouy H. et al. J-komponentens binære  natur , og stjernen blev katalogiseret som BOY 24 [i] .

Allerede i 1904 blev σ Orion A fundet at have en variabel radial hastighed , hvilket menes at angive en spektroskopisk binær med en enkelt linje [54] . Den sekundære stjernes spektrallinjer var meget dårligt synlige og ofte slet ikke synlige, muligvis fordi de blev udvidet ved hurtig rotation. Der var forvirring om, hvorvidt den angivne spektroskopisk-binære status faktisk refererede til den kendte visuelle følgesvend B. Endelig, i 2006, astronomen Nordgren T. et al .  [j] , blev systemet således bekræftet at være ternært, med en internt spektroskopisk par og en bredere visuel ledsager [10] . Det indre par blev løst interferometrisk i 2013 [55] .

Komponent E blev identificeret som en helium-rig stjerne i 1956 [14] med en variabel radial hastighed , som blev opdaget i 1959 og som indikerede dens dualitet [56] . Komponentens variable strålingskarakteristika blev også opdaget i 1974 [57] , med et unormalt stærkt magnetfelt , som blev opdaget i 1978 [51] . Det blev også opdaget i 1977 [58] at stjernen er en fotometrisk variabel og formelt er klassificeret som en variabel stjerne af typen SX Vædderen , som blev opdaget i 1979 [59] . I 2007 opdagede den russiske astronom D. A. Rastegaev et al. den dobbelte natur af E-komponenten ved hjælp af speckle interferometri -metoder, og stjernen blev inkluderet i katalogerne som RAS 22 [k] .

I 1996 blev et stort antal lavmassestjerner fra før-hovedsekvensen identificeret i Orionbælt -regionen [60] . En lignende tæt gruppering fandtes at ligge omkring Sigma Orion [61] . Et stort antal brune dværge er fundet i samme region og på samme afstand som Orions klare stjerner [62] . Optiske, infrarøde og røntgenobjekter i klyngen, inklusive 115 medlemmer, der lå i samme retning, blev opført i Mayrit-kataloget med et serienummer, bortset fra den centrale stjerne, som blot blev opført som Mayrit AB [63] .

Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [11] [64] :

Sammenfattende alle oplysninger om stjernen kan vi sige, at stjernen Sigma Orion har mindst to satellitter:

• komponent Aa,Ab er en stjerne i en 143-dages elliptisk bane;
• komponent AB er en stjerne af 5. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 0,3  buesekunder , og en sådan afstand antyder en semi- hovedakse i kredsløbet mellem ledsagere på mindst 91,1  AU. og en revolutionsperiode på mindst 156.700  år [47] ;
• komponent AB,C er en stjerne af 9. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 11,6  buesekunder , og en sådan afstand antyder en semi- hovedakse i kredsløbet mellem ledsagere på mindst 3660,9  AU. og en omløbsperiode på mindst 39.767  år [47] , men højst sandsynligt er det en baggrundsstjerne;
• komponent AB,D er en stjerne af 7. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 12,9  buesekunder , og en sådan afstand antyder en semi- hovedakse i kredsløbet mellem ledsagere på mindst 5181,7  AU. og en omløbsperiode på mindst 66.966  år [47] , men højst sandsynligt er det en baggrundsstjerne;
• komponent AB,E er en stjerne af 6. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 41,5  buesekunder , og en sådan afstand antyder en semi- hovedakse i kredsløbet mellem ledsagere på mindst 12.993  AU. og en omløbsperiode på mindst 265.894  år [47] , men højst sandsynligt er det en baggrundsstjerne;
• for komponenter AB, F - en stjerne af 8. størrelsesorden, placeret i en vinkelafstand på 208,0  buesekunder , AB, G - en stjerne af 12. størrelsesorden, placeret i en vinkelafstand på 3,2  buesekunder , AB, H - stjerner af den 8. størrelsesorden, placeret i en vinkelafstand på 306,9  buesekunder og AB, I - en stjerne af den 8. størrelsesorden, beliggende i en vinkelafstand på 524,7  buesekunder , gensidig orbital bevægelse blev ikke detekteret;
• komponenterne Cb, Eb, Hb, Jb er muligvis, hvis de overhovedet er i Orion Sigma-systemet, brune eller røde dværge ;
• komponenter DC, EC, ED kan være binære stjerner med en dværg som ledsager.

Noter

1. ↑ 1 2 3 Den absolutte størrelse beregnes ved formlen: , hvor er den tilsyneladende størrelse, er afstanden til objektet i pc , 10 stk .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i a. e .; d S er afstanden til stjernen, udtrykt i a. e.
3. ↑ STF - link til kataloget over V.Ya. Struve , 762 - nummer på posten i hans katalog
4. ↑ STF - link til kataloget over V.Ya. Struve , 3135 - nummeret på posten i hans katalog
5. ↑ SHJ - link til J. South - D. Herschels katalog , 65 - postnummer i deres katalog
6. ↑ SHJ - link til kataloget over S. Burnham , 1032 - postnummer i deres katalog
7. ↑ TRN - link til opdagelseskataloget, 19 - postnummer i hans katalog
8. ↑ CAB - link til opdagerens bibliotek, 26 - indtastningsnummer i hans adressebog
9. ↑ BOY - link til opdagerens katalog, 24 - postnummer i deres katalog
10. ↑ NOI - link til opdagerens katalog, 6 - postnummer i deres katalog
11. ↑ RAS - link til opdagerens katalog, 22 - postnummer i deres katalog

1. ↑ 1 2 Wu, Zhen-Yu; Zhou, Xu; Ma, Jun; Du, Cui-Hua. The orbits of the open clusters in the Galaxy  (engelsk)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2009. - Vol. 399 , nr. 4 . — S. 2146 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15416.x . - . - arXiv : 0909.3737 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Schäfer, GH; Hummel, CA; Gies, D.R.; Zavala, R.T.; Monnier, JD; Walter, F.M.; Turner, N.H.; Baron, F.; ten Brummelaar, T. Orbits, Distance, and Stellar Masses of the Massive Triple Star sigma Orionis  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2016. - 1. december ( bd. 152 , nr. 6 ). — S. 213 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.3847/0004-6256/152/6/213 . — . - arXiv : 1610.01984 .
3. ↑ Kharchenko, NV; Scholz, R.-D.; Piskunov, AE; Röser, S.; Schilbach, E. Astrofysiske supplementer til ASCC-2.5: Ia. Radiale hastigheder på ~55.000 stjerner og gennemsnitlige radiale hastigheder af 516 galaktiske åbne klynger og associationer  (engelsk)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2007. - Vol. 328 , nr. 9 . — S. 889 . - doi : 10.1002/asna.200710776 . - . - arXiv : 0705.0878 .
4. ↑ 1 2 Zacharias N., Finch CT, Girard TM, Bartlett JL, Monet DG, Zacharias MI VizieR Online datakatalog: UCAC4 Catalog (Zacharias+, 2012)  (engelsk) - 2012. - Vol. 1322.
5. ↑ van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
6. ↑ 12 NSV 16610. _ _ GAISH . Arkiveret fra originalen den 6. september 2017. 
7. d _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ Caballero, JA; Lorenzo, J.; Maiz Apellániz, J.; Schneider, FRN; Negueruela, I.; Barba, RH; Dorda, R.; Marco, A.; Montes, D.; Pellerin, A.; Sanchez-Bermudez, J.; Sódor, B.; Sota, A. Orbital and Physical Properties of the σ Ori Aa, Ab, B Triple System  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2015. - Vol. 799 , nr. 2 . — S. 169 . - doi : 10.1088/0004-637X/799/2/169 . - . - arXiv : 1412.3469 .
8. ↑ 1 2 3 4 5 Caballero, JA Stellar multiplicity in the sigma Orionis cluster: A review  //  The Observatory  : journal. - 2014. - Bd. 134 . — S. 273 . - . - arXiv : 1408.2231 .
9. ↑ 1 2 Echevarria, J.; Roth, M.; Warman, J. Photometric Study of Trapezium-Type Systems  (engelsk)  // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica  : tidsskrift. - 1979. - Bd. 4 . — S. 287 . - .
10. ↑ 1 2 3 4 Simon-Díaz, S.; Caballero, JA; Lorenzo, J. En tredje massiv stjernekomponent i σ Orionis AB-systemet  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 742 . — S. 55 . - doi : 10.1088/0004-637X/742/1/55 . - . - arXiv : 1108.4622 .
11. ↑ 1 2 3 STF 762: Washington Double Star Katalogindgang  . Hentet 16. maj 2020. Arkiveret fra originalen 1. september 2020.
12. ↑ 1 2 Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. Washington Double Star Catalog  (engelsk)  // The Astronomical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 122 , nr. 6 . - S. 3466 . - doi : 10.1086/323920 . - .
13. ↑ 1 2 Brown, AGA; et al. ( August 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumé af indholdet og undersøgelsesegenskaberne , Astronomy & Astrophysics  (engelsk) V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-record for denne kilde (FR) . vizier.u-strasbg.fr . Hentet 22. juni 2021. Arkiveret fra originalen 3. maj 2022. hos Vizier   
14. ↑ 1 2 3 Greenstein, Jesse L.; Wallerstein, George. The Helium-Rich Star, Sigma Orionis E  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1958. - Vol. 127 . — S. 237 . - doi : 10.1086/146456 . - .
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 Caballero, JA De klareste stjerner i σ Orionis-hoben  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2007. - Bd. 466 , nr. 3 . - S. 917 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066652 . - . — arXiv : astro-ph/0701067 .
16. ↑ 1 2 Brown, AGA; et al. ( August 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumé af indholdet og undersøgelsesegenskaberne , Astronomy & Astrophysics  (engelsk) V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-record for denne kilde (FR) . vizier.u-strasbg.fr . Hentet 22. juni 2021. Arkiveret fra originalen 3. maj 2022. hos Vizier   
17. ↑ 1 2 Guetter, HH Fotometriske undersøgelser af stjerner i ORI OB1 /belt/  (engelsk)  // Astronomical Journal  : journal. - 1979. - Bd. 84 . - S. 1846 . - doi : 10.1086/112616 . - .
18. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Sult, K.; Heber, U.; Groote, D. Afstanden af ​​den heliumvariable B-stjerne HD 37479  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1989. - Bd. 224 . — S. 57 . — .
19. ↑ 1 2 Samus, N.N.; Durlevich, O.V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013  )  // VizieR Online Data Catalog: B/GCVS. Oprindeligt udgivet i: 2009yCat....102025S : journal. - 2009. - Bd. 1 . - .
20. ↑ 1 2 Brown, AGA; et al. ( August 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumé af indholdet og undersøgelsesegenskaberne , Astronomy & Astrophysics  (engelsk) V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-record for denne kilde (FR) . vizier.u-strasbg.fr . Hentet 22. juni 2021. Arkiveret fra originalen 9. september 2021. hos Vizier   
21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Townsend, RHD; Rivinius, T.; Rowe, JF; Moffat, A.F.J.; Matthews, JM; Bohlender, D.; Neuner, C.; Telting, JH; Guenther, D.B.; Kallinger, T.; Kuschnig, R.; Rucinski, S.M.; Sasselov, D.; Weiss, WW MEST observationer af σ Ori E: Challenging the Centrifugal Breakout Narrative  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2013. - Vol. 769 . — S. 33 . - doi : 10.1088/0004-637X/769/1/33 . - . - arXiv : 1304.2392 .
22. ↑ 1 2 Ducati, JR VizieR Online Data Catalog: Catalog of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system  // VizieR  :  journal. - 2002. - Bd. 2237 . - .
23. ↑ *sig Ori - Ungt  stjerneobjekt . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 16. maj 2020. Arkiveret fra originalen 3. oktober 2020.
24. ↑ *sig Ori C - Young Stellar Object  Candidate . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 16. maj 2020. Arkiveret fra originalen 2. oktober 2020.
25. ↑ *sig Ori D - Young Stellar Object  . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 16. maj 2020. Arkiveret fra originalen 3. oktober 2020.
26. ↑ *sig Ori E - Young Stellar Object  . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 16. maj 2020. Arkiveret fra originalen 3. oktober 2020.
27. ↑ 1 2 Hernández J., Calvet N. , Perez A., Briceño C., Olguin L., Contreras M. E., Hartmann L., Allen L., Allen L. , Hernan R. et al. En spektroskopisk folketælling i unge stjerneområder: {sigma} Orionis-hoben  (engelsk) // Astrophys. J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2014. - Vol. 794, Iss. 1. - S. 36. - ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/794/1/36 - arXiv:1408.0225
28. ↑ Zorec J., Cidale L., Arias M. L., Frémat Y., Muratore M. F., Torres A. F. , Martayan C. Fundamentale parametre for B-supergiganter fra BCD-systemet. I. Kalibrering af (λ_1, D) parametrene til Teff  (engelsk) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2009. - Vol. 501, Iss. 1. - S. 297-320. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/200811147 - arXiv:0903.5134
29. ↑ 12 H.R. 1931 . Katalog over Bright Stars . Hentet 16. maj 2020. Arkiveret fra originalen 23. januar 2020. (Russisk)
30. ↑ Anderson, E. & Francis, Ch. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (Eng.) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=26482 (fransk) . vizier.u-strasbg.fr . Hentet: 22. juni 2021.   
31. ↑ 1 2 Sigma Orionis (48 Orionis)  Stjernefakta . Univers guide . Arkiveret fra originalen den 1. januar 2020.
32. ↑ Almagest  . _ - Encyclopædia Britannica, 1990. - ISBN 978-0-85229-531-1 .
33. ↑ Hafez, Ihsan; Stephenson, F. Richard; Orchiston, Wayne. Abdul-Rahan al-Şūfī and His Book of the Fixed Stars: A Journey of Re-discovery  (engelsk)  // Fremhævelse af astronomiens historie i Asien-Stillehavsområdet: tidsskrift. - 2011. - Bd. Astrofysik og rumvidenskabshandlinger . — S. 121 . — ISBN 978-1-4419-8160-8 . - doi : 10.1007/978-1-4419-8161-5_7 . - .
34. ↑ Verbunt, F.; Van Gent, RH Tre udgaver af Tycho Brahes stjernekatalog. Maskinlæsbare versioner og sammenligning med det moderne Hipparcos-katalog  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2010. - Bd. 516 . — P.A28 . - doi : 10.1051/0004-6361/201014002 . - . - arXiv : 1003.3836 .
35. ↑ Johann Bayer. Uranometria  (engelsk) . - Aldbrough St John Publications, 1987. - ISBN 978-1-85297-021-5 .
36. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), Om navnekonventionen brugt til flere stjernesystemer og ekstrasolare planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
37. ↑ Burnham, SW fjortende katalog over nye dobbeltstjerner opdaget ved Lick Observatory  //  Publications of Lick Observatory: tidsskrift. - 1894. - Bd. 2 . — S. 185 . - .
38. ↑ 1 2 3 4 5 Bouy, H.; Huélamo, N.; Martin, E.L.; Marchis, F.; Barrado y Navascues, D.; Kolb, J.; Marchetti, E.; Petr-Gotzens, M.G.; Sterzik, M.; Ivanov, VD; Koehler, R.; Nürnberger, D. Et dybt kig ind i kernen af ​​unge klynger. I. σ-Orionis  (engelsk)  // Astronomi og astrofysik  : tidsskrift. - 2009. - Bd. 493 , nr. 3 . — S. 931 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810267 . - . - arXiv : 0808.3890 .
39. ↑ 1 2 Hernández, Jesús; Calvet, Nuria; Perez, Alice; Briceño, Cesar; Olguin, Lorenzo; Contreras, Maria E.; Hartman, Lee; Allen, Lori; Espaillat, Catherine; Hernan, Ramirez. A Spectroscopic Census in Young Stellar Regions: The σ Orionis Cluster  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2014. - Vol. 794 . — S. 36 . - doi : 10.1088/0004-637X/794/1/36 . — . - arXiv : 1408.0225 .
40. ↑ Struve, Friedrich Georg Wilhelm; Copeland, Ralph; Lindsay, James Ludovic. Struves (revideret) tabel  //  Dun Echt Observatory Publications : journal. - 1876. - Bd. 1 . — S. 1 . — .
41. ↑ Marconi, M.; Molinaro, R.; Bono, G.; Pietrzyński, G.; Gieren, W.; Pilecki, B.; Stellingwerf, RF; Graczyk, D.; Smolec, R.; Konorski, P.; Suchomska, K.; Gorski, M.; Karczmarek, P. The Eclipsing Binary Cepheid OGLE-LMC-CEP-0227 in the Large Magellanic Cloud: Pulsation Modeling of Light and Radial Velocity Curves  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - Vol. 768 . — P.L6 . - doi : 10.1088/2041-8205/768/1/L6 . — . - arXiv : 1304.0860 .
42. ↑ SIGMA ORI (Sigma Orionis  ) . Jim Kaller, Stars . Hentet 16. maj 2020. Arkiveret fra originalen 10. december 2012.
43. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  2705 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Hentet: 22. juni 2021. .
44. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  2703 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Hentet: 22. juni 2021. .
45. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  2704 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Hentet: 22. juni 2021. .
46. ↑ 1 2 3 4 Silaj, J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( november 2014 ), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal vol  . 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/ 82 
47. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Katalog med flere stjerner (HIP => 26549  ) . A.Tokovinin.
48. ↑ 1 2 Adelman, SJ De fysiske egenskaber af normale stjerner  (engelsk)  // International Astronomical Union  : journal. - 2005. - Bd. 2004 _ - doi : 10.1017/S1743921304004314 .
49. ↑ Caballero, JA Ultralav masse stjerne- og substellar formation i σ Orionis  (Eng.)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2005. - Vol. 326 , nr. 10 . - S. 1007-1010 . - doi : 10.1002/asna.200510468 . - . - arXiv : astro-ph/0511166 .
50. ↑ V1030  Ori . GAISH .
51. ↑ 12 Landstreet , JD; Borra, EF Det magnetiske felt i Sigma Orionis E  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1978. - Vol. 224 . — P.L5 . - doi : 10.1086/182746 . - .
52. ↑ Hodapp, Klaus W.; Iserlohe, Christof; Stecklum, Bringfried; Krabbe, Alfred. Σ Orionis IRS1 a and B: A Binary Containing a Proplyd  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2009. - Vol. 701 , nr. 2 . — P.L100 . - doi : 10.1088/0004-637X/701/2/L100 . - . - arXiv : 0907.3327 .
53. ↑ Ochsendorf, B.B.; Cox, NLJ; Krijt, S.; Salgado, F.; Berné, O.; Bernard, JP; Kaper, L.; Tielens, AGGM Blæser i vinden: Støvbølgen omkring σ Orionis AB  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2014. - Bd. 563 . —P.A65 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201322873 . - . - arXiv : 1401.7185 .
54. ↑ Frost, EB; Adams, WS Otte stjerner, hvis radiale hastigheder varierer  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1904. - Vol. 19 . — S. 151 . - doi : 10.1086/141098 . - .
55. ↑ Hummel, CA; Zavala, R.T.; Sanborn, J. Binære undersøgelser med Navy Precision Optical Interferometer  //  Central European Astrophysical Bulletin: tidsskrift. - 2013. - Bd. 37 . — S. 127 . — .
56. ↑ Wallerstein, George. The Radial Velocity of Sigma Orionis  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1959. - Vol. 130 . — S. 338 . - doi : 10.1086/146722 . - .
57. ↑ Walborn, Nolan R. A New Phenomenon in the Spectrum of Sigma Orionis E  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1974. - Vol. 191 . — P.L95 . - doi : 10.1086/181558 . - .
58. ↑ Warren, W.H.; Hesser, JE En fotometrisk undersøgelse af Orion OB 1 foreningen. I - Observationsdata  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1977. - Vol. 34 . — S. 115 . - doi : 10.1086/190446 . - .
59. ↑ Kholopov, PN; Kukarkina, N.P.; Perova, NB 64. navneliste over variable stjerner  //  Informationsbulletin om variable stjerner: tidsskrift. - 1979. - Bd. 1581 . — S. 1 . — .
60. ↑ Wolk, Scott J. Watching the Stars go 'Round and' Round   : journal . - 1996. - .
61. ↑ Walter, FM; Wolk, SJ; Freyberg, M.; Schmitt, JHMM Opdagelsen af ​​σ Orionis-klyngen  (engelsk)  // Memorie della Società Astronomia Italiana : tidsskrift. - 1997. - Bd. 68 . — S. 1081 . - .
62. ↑ Bejar, VJS; Osorio, M.R. Zapatero; Rebolo, R. A Search for Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in the Young σ Orionis Cluster  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 521 , nr. 2 . — S. 671 . - doi : 10.1086/307583 . - . - arXiv : astro-ph/9903217 .
63. ↑ Caballero, JA Stjerner og brune dværge i σ Orionis-klyngen  : Mayrit-kataloget  , Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2008. - Bd. 478 , nr. 2 . - S. 667-674 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077885 . - . - arXiv : 0710.5882 .
64. ↑ s Orionis  . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 16. maj 2020. Arkiveret fra originalen 11. februar 2021.

Links

• Afbildning af Sigma Orion  (engelsk) . aladin.u-strasbg.fr . Hentet: 22. juni 2021.
• SOri70 - en ung planet eller en gammel brun dværg? . www.astronet.ru _ Hentet 22. juni 2021. (Russisk) AKDaf 23.maj 2002
• Refleksioner i Hestehovedtågen . www.astronet.ru _ Hentet: 22. juni 2021. (Russisk) AKDaf 30.november 2005
• Optisk dobbeltstjerne i januar  (eng.) . assa.saao.ac.za . Hentet 22. juni 2021. Observationsguide fraSouth African Astronomical Society
• Galleri med lyse og flere stjerner . zimmer.csufresno.edu . Hentet 22. juni 2021. (Russisk) taget vedCalifornia State University Observatory, Fresno , hovedsageligt af studerende (eng.)