Сигма Ориона

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 пошлощения. Было подсчитано, что звездообразование в скоплении началось 3 миллиона лет назад, сам кластер распространяется примерно на 360 пк[17].

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 0,2-0,3 ", и была обнаружена с помощью 12-дюймового телескопа[37]. Инфракрасный и радиоисточник IRS1, находится на расстоянии на 3,3 " от Сигма Ориона A. Существует также переменный источник рентгеновского излучения, который, как предполагается, является звездой типа T Тельца[38].

К кластеру относится ряд других звезд спектрального класса A или B[17][39]:

• 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[40].

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[38]. 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[39].

Параметры орбиты Сигма Ориона A[2]

Параметр		Значение
Период	P	143,2002 ± 0,0024 д.
Большая полуось	a	~360 ${\displaystyle R_{\odot }}$
Эксцентриситет	e	0,77896 ± 0,00043
Наклонение	i	~56,378 ± 0,085 °

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 4,61^m и 5,20^m[9]. Два компонента Сигма Ориона A были интерферометрически разрешены с использованием интерферометра CHARA, а комбинация интерферометрических и визуальных наблюдений дает очень точную орбиту[2]. Сигма Ориона Aa и Сигма Ориона Ab являются близкой парой спектрально-двойных звёзд, которые отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,004286 ″[2], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 1,67 а.е. и периоду вращения 143 дня[2].

У орбиты очень большой эксцентриситет, который равен 0,78[2]. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 0,39 а.е. (то есть на орбиту Меркурия), то удаляются на расстояние 2,97 а. е. (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°[2], 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 −33,20^m, то есть с яркостью 382 солнц (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~1,53°[lower-alpha 2], 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 −33,79^m, то есть с яркостью 658 солнц (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~1,79°[lower-alpha 2], то есть угловой размер звезды будет в 3,57 раза больше углового размера нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

	В периастре (0,39 а.е.)				В апоастре (2,97 а.е.)
	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°[lower-alpha 2]	${\displaystyle D_{\bigodot }}$	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°[lower-alpha 2]	${\displaystyle D_{\bigodot }}$
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 — видимая звёздная величина; ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ — светимость, выраженная в светимостях Солнца; D° — угловой диаметр звезды выраженный в градусах; ${\displaystyle D_{\bigodot }}$ — 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 0,2629" ″[2], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 92,568 а.е. и периоду вращения 159,896 лет[2]. У орбиты почти нулевой эксцентриситет, который равен 0,024[2]. Наклонение в системе очень велико и составляет 172,1°[2], 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[2].

Если мы будем смотреть со стороны Сигма Ориона A на Сигма Ориона B, то мы увидим бело- голубую звёзду, которая светит с яркостью от −24,41^m, то есть с яркостью 0,12 солнц. Причём угловой размер звезды будет — 103,68"[lower-alpha 2]. 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 −25,07^m, то есть с яркостью 0,21 солнц, рядом с которой находится бело-голубая звезда и которая светит с яркостью −24,48^m, то есть с яркостью 0,12 солнц. Причём угловой размер первой звезды будет — ~115,2"[lower-alpha 2] (6,4 % углового размера Солнца), а второй ~100,8"[lower-alpha 2] (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 0,06^m от 3,75^m до 3,81^m, с неустановленным периодом, тип переменной также неустановлен[7]. Звезда имеет обозначение характерное для переменных звёзд NSV 16610.

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 1 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$, а динамические массы двух компонентов Сигма Ориона A известны с точностью до 0,25 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$. Однако динамические массы всё-таки больше, чем эволюционные массы и больше, чем их пределы погрешности, что указывает на системную проблему[2][9]. Этот тип расхождения при расчёте масс является распространенной и давней проблемой, встречающейся у многих звезд[41].

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 0,3+1,0
−0,3 млн. лет[9], 0,9+1,5
−0,9 млн. лет[9] и 1,9+1,6
−1,9 млн. лет[9], 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 2-3 млн. лет[2]. Известно, что звезды с массой равной 18 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[9] живут на главной последовательности 3,0 млн. лет, так что вскоре компонент «Аa» взорвётся как сверхновая звезда первым и может даже выбросить компонент «B»[42] из системы Сигма Ориона (компонент «B» проживёт на главной последовательности 6,18 млн. лет и взорвется следующим через 3,18 млн. лет). Скорее всего, точно также из системы будет выброшен компонент «Ab», который проживёт на главной последовательности 7,6 млн. лет и взорвется следующим через 4,6 млн. лет.

Сигма Ориона Aa — карликовая звезда спектрального класса O9.5V[10], также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности.

Масса звезды равна 18 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[9]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 35 000 К[9], что придаёт ей характерный голубой цвет. Её светимость равна 41 700 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$[9].

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 (${\displaystyle R_{\bigodot }}$)	Комм.
1922	3.78	B0	0,6	8,1	[43]
1979	3.81	O9.5V	0,22	7,0	[44]
1982	3.81	O9.5V	0,21	—	[45]

Eё радиус в настоящее время оценивается в 5,6 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$[9]. Таким образом измерение 1979 года было наиболее адекватным, но неточным, радиус был занижен на 20 %. Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для проэволюционировавшего карлика 4,20 СГС[9] или 158,5 м/с², то есть составляет 58 % от солнечного значения(274,0 м/с²).

Сигма Ориона Aa вращяется со скоростью, как минимум, в 67,5 раз больше солнечной и равной 135 км/с[9], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, 2,16 дней.

Сигма Ориона Ab, судя по её масса, которая равна 13 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[9] должна быть карликовая звезда спектрального класса B1V[46]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 31 000 К[9] (данная температура несколько велика для её спектрального класса для которого характерны температуры 25 400 К[46]), что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость равна 18 600 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$[9]. Eё радиус в настоящее время оценивается в 4,8 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$[9]. Сигма Ориона Ab вращяется со скоростью, как минимум, в 17,5 раз больше солнечной и равной 35 км/с[9], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, 7,13 дней.

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 B0.5V[10]. Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Его визуальная величина 5,27^m[13] 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[9]. 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[2].

Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 29 000 К[9], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет звезды спектрального класса B. Масса звезды составляет 14 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[9].

Радиус звезды вполне нормален для звезды её спектрального класса и почти равен Сигма Ориона Ab: 5,0 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$[9]. Светимость звезды равна 15 800 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$[9].

Сигма Ориона B вращяется со скоростью почти такой же как у его спутника и равной 250 км/с[9], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, 1,04 дней.

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 3661 а.е.[47]. В 2018 году после миссии Gaia стало известно что значение параллакса у звезды равно 2,3674 ± 0,0883[15], а это предполагает расстояние до звезды равное 1377 св. лет, то есть компонент C является фоновой звездой.

Это звезда главной последовательности спектрального класса A2V. Судя по её массе которая равна 2,7 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[17], звезда родившись на границе классов A и B и в настоящее время излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 8820 К[48], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет. Eё радиус в настоящее время оценивается в 1,78 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$[48]. Её светимость, исходя из закона Стефана — Больцмана равна 17,17 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$.

Сигма Ориона C имеет слабый спутник находящейся на угловом расстоянии 2 секунд дуги, который называется как Cb[49] или MAD-4[38]. Компонент Cb на пять величин слабее, чем Сигма Ориона Ca на инфракрасных длинах волн, и имеет величину 14.07^m в инфракрасном K-диапазоне, и, вероятно, он является коричневым карликом[38].

Компонент D также входит в систему Сигма Ориона поскольку он расположен на небольшом угловом расстоянии от центральной тройной звезды: 13 секунд дуги. Также звезда находится на расстоянии как минимум 4680 а.е.[47]. В 2018 году после миссии Gaia стало известно что значение параллакса у звезды равно 2,2935 ± 0, 0790 mas[18], а это предполагает расстояние до звезды равное 1421 св. лет, то есть компонент D является фоновой звездой.

Компонент является звезда главной последовательности спектрального класса B2V[17], что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности.

Масса звезды равна 6,8 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[20], в настоящее время излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 21 500 К[20], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Eё радиус в настоящее время оценивается в 5,33 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$[46]. Её светимость, исходя из закона Стефана — Больцмана равна 5439 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$.

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.

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 6,61^m до 6.71^m в первом периоде и до 6.77^m[50] 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[23]. Магнитное поле сильно варьируется от −2300 до +3100 Гс, что соответствует изменениям яркости и вероятному периоду вращения звезды. Для того чтобы производить такие изменения требуется магнитный диполь, по крайней мере, 10 000 Гс. 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[51].

Компонент E также входит в систему Сигма Ориона поскольку он расположен на небольшом угловом расстоянии от центральной тройной звезды: 41 секунд дуги. Также звезда находится на расстоянии как минимум 15 000 а.е.[47]. 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[20]. Действительно, в 2018 году после миссии Gaia стало известно что значение параллакса у звезды равно 2,2801 ± 0,0955 mas[22], а это предполагает расстояние до звезды равное 1430 св. лет, то есть компонент E является фоновой звездой.

Компонент E является звездой главной последовательности спектрального класса B2Vpe[23], 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 8,3 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[23], в настоящее время излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 22 500 К[23], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Eё радиус в настоящее время оценивается в 5,33 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$[46]. Её светимость, исходя из закона Стефана — Больцмана равна 6523 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$.

Сигма Ориона E имеет слабого компаньона на расстоянии около 0,3 секунд дуги. Он примерно на 5 величин слабее, чем первичный компонент, также он богат гелием, и на инфракрасных длинах волн имеет величину 10-11^m в инфракрасном K-диапазоне. Предполагается, что это звезда с малой массой 0,4-0,8 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[38].

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 0,5 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ 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[52].