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 ().
Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на () 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.
Средняя пространственная скорость Сигма Ориона имеет компоненты (U, V, W)=(-25.4, −16.7, −3.8), что означает U= (движется по направлению от галактического центра), V= (движется против направлении галактического вращения) и W= (движется в направлении галактического южного полюса).
Сигма Ориона движется довольно быстро относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна , 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.
Имя звезды Сигма Ориона (латинизированный вариант ) известна с древности, но она не была включена в Альмагест Птолемея. Она была упомянута Аль Суфи, но официально не указана в его каталоге. 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 «» (перед самой внешней частью пояса к югу). 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 «» (первая в мече). Также Сигма Ориона имеет обозначение, данное Дж. Флемстидом — 48 Ориона (латинизированный вариант ).
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).
Свойства системы Сигма Ориона Кластер Сигма Ориона
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 .
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-, и была обнаружена с помощью 12-дюймового телескопа. Инфракрасный и радиоисточник IRS1, находится на расстоянии на от Сигма Ориона A. Существует также переменный источник рентгеновского излучения, который, как предполагается, является звездой типа T Тельца.
К кластеру относится ряд других звезд спектрального класса A или B: HD 37699 — достаточно удалённый от кластера голубой гигант спектрального класса B5 в непосредственной близости от туманности Конская Голова; HD 37525 — звезда главной последовательности спектрального класса B5 и спектроскопическая двойная; HD 294271 — молодой звёздный объект спектрального класса B5 с двумя спутниками малой массы; HD 294272 — двойная звезда, содержащая два молодых звёздных объекта спектрального класса B; HD 294272 — двойная звезда, содержащая два молодых звёздных объекта спектрального класса B; HD 37333 — пекулярная звезда главной последовательности спектрального класса А1; HD 37564 — молодой звёздный объект спектрального класса A8; V1147 Ориона — голубой гигант спектрального класса B9.5 и переменная звезда типа α² Гончих Псов; HD 37686 — звезда главной последовательности спектрального класса B9.5, близкая к HD 37699; HD 37545 — удалённая звезда главной последовательности спектрального класса B9; HD 294273 — молодой звёздный объект спектрального класса A8; 2MASS J05374178-0229081 — молодой звёздный объект спектрального класса A9; HD 294271 и HD 294272 составляют «двойную» звезду Струве 762 (Struve 761 или STF 761). На расстоянии угловой минуты от Сигма Ориона есть звезда, которая также известна как Струве 762.
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. 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.
Свойства кратной системы + Параметры орбиты Сигма Ориона AПараметрЗначение Период P Большая полуось a ~ Эксцентриситет e Наклонение i ~ 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. Два компонента Сигма Ориона A были интерферометрически разрешены с использованием интерферометра CHARA, а комбинация интерферометрических и визуальных наблюдений дает очень точную орбиту. Сигма Ориона Aa и Сигма Ориона Ab являются близкой парой спектрально-двойных звёзд, которые отдалены друг от друга на угловое расстояние в , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, и периоду вращения .
У орбиты очень большой эксцентриситет, который равен . Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние (то есть на орбиту Меркурия), то удаляются на расстояние (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°, 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°, 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°, то есть угловой размер звезды будет в 3,57 раза больше углового размера нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:
В периастре () В апоастре () m D°m D°Aa→Ab-36,9557246,55°13,1-31,73970,86°1.72Ab→Aa-36,3670107,64°15.28-31,951211°2 m — видимая звёздная величина; — светимость, выраженная в светимостях Солнца; D° — угловой диаметр звезды выраженный в градусах; — диаметр звезды выраженный в угловых диаметрах солнечного радиуса (угловой диаметр Солнца — 0,5°);
Сигма Ориона A и Сигма Ориона B являются широкой парой звёзд, которые отдалены друг от друга на угловое расстояние в , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, и периоду вращения . У орбиты почти нулевой эксцентриситет, который равен . Наклонение в системе очень велико и составляет 172,1°, 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.
Если мы будем смотреть со стороны Сигма Ориона A на Сигма Ориона B, то мы увидим бело- голубую звезду, которая светит с яркостью от −24,41m, то есть с яркостью 0,12 солнц. Причём угловой размер звезды будет — 103,68". С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Сигма Ориона B на пару звёзд Сигма Ориона A, то мы увидим голубую звезду, 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" (6,4 % углового размера Солнца), а второй ~100,8" (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. 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 , а динамические массы двух компонентов Сигма Ориона A известны с точностью до . Однако динамические массы всё-таки больше, чем эволюционные массы и больше, чем их пределы погрешности, что указывает на системную проблему. Этот тип расхождения при расчёте масс является распространенной и давней проблемой, встречающейся у многих звезд.
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 , и , 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-. Известно, что звезды с массой равной живут на главной последовательности , так что вскоре компонент «Аa» взорвётся как сверхновая звезда первым и может даже выбросить компонент «B» из системы Сигма Ориона (компонент «B» проживёт на главной последовательности и взорвется следующим через ). Скорее всего, точно также из системы будет выброшен компонент «Ab», который проживёт на главной последовательности и взорвется следующим через .
Свойства компонента Aa Сигма Ориона Aa — карликовая звезда спектрального класса , также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности.
Масса звезды равна . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около , что придаёт ей характерный голубой цвет. Её светимость равна .
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: