Sigma Orion

Sigma Orion (σ Orion , Sigma Orionis, σ Orionis , förkortat Sigma Ori, σ Ori ) är en flerfaldig stjärna i ekvatorialkonstellationen Orion , bestående av de ljusaste medlemmarna av en ung öppen stjärnhop . Den ligger i den östra delen av Orions bälte , sydväst om Alnitak och väster om hästhuvudnebulosan , som den delvis belyser. Sigma Orion har en skenbar stjärnmagnitud på +3,80 m , och enligt Bortl-skalan är den synlig för blotta ögat även på innerstadens himmel .  

Från mätningar av parallax erhållna under Hipparcos- uppdraget [2] är det känt att stjärnan är omkring 1263,28 ly bort  . år ( 387,51 pct.  ) från jorden . Stjärnan observeras söder om 88°N. sh. , det vill säga det är synligt på nästan hela den bebodda jordens territorium , med undantag för polarområdena i Arktis . Den bästa tiden för observation är december [29] .

Den genomsnittliga rymdhastigheten för Sigma Orion har komponenter (U, V, W)=(-25,4, −16,7, −3,8) [30] , vilket betyder U= −25,4  km/s (rör sig bort från det galaktiska centrumet ), V = −16,7  km/s (rör sig mot den galaktiska rotationsriktningen) och W= −3,8  km/s (rör sig mot den galaktiska sydpolen ).

Sigma Orion rör sig ganska snabbt i förhållande till solen : dess radiella heliocentriska hastighet är 29  km/s [29] , vilket är nästan 3 gånger hastigheten för de lokala stjärnorna på den galaktiska skivan , och det betyder också att stjärnan rör sig bort från solen . På himlen rör sig stjärnan mot nordost [31] .

Stjärnnamn

Orions Sigma ( lat. Sigma Orionis ) har varit känt sedan antiken, men det ingick inte i Ptolemaios ' Almagest [32] . Hon nämndes av Al Sufi , men inte officiellt listad i hans katalog [33] . I mer modern tid mättes dess ljusstyrka av Tycho Brahe och stjärnan ingick i hans katalog. I Keplers utökade återutgivning av katalogen beskrevs hon som " lat. Quae ultimam baltei praecedit ad austr " (framför den yttersta delen av bältet i söder) [34] . Den inkluderades sedan 1603 av Johann Bayer i hans " Uranometri " som en enda stjärna, betecknad med den grekiska bokstaven σ ( sigma ). Även om själva bokstaven är den 18:e i raden i det grekiska alfabetet , är stjärnan i sig den 15:e ljusaste i stjärnbilden . Bayer beskrev det som " lat. in ene, prima " (den första i svärdet ) [35] . Sigma från Orion har också beteckningen som ges av J. Flamsteed  - 48 Orion ( lat . 48 Orionis , 48 ​​​​Ori ) [31] .      

Beteckningar på 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 och Ja,Jb följer från konventionen som används av Washington Visual Double Star Catalog (WDS) för stjärnsystem , och antagen av International Astronomical Union (IAU) [36] .

Egenskaper för Sigma Orion-systemet

Sigma Orion Cluster

Orion Sigma Cluster är en del av Orion OB1b-föreningen , vanligen kallad Orion Belt . Stjärnhopen kändes inte igen förrän 1996, då en population av huvudsekvensstjärnor upptäcktes runt stjärnorna i Sigma Orion. Det har sedan dess noggrant studerats på grund av klustrets närhet och bristen på interstellär utrotning . Man har beräknat att stjärnbildningen i hopen började för 3 miljoner år sedan, själva hopen sträcker sig till cirka 360  pc [15] .

I den centrala regionen av klustret , fem bågminuter i storlek , är fem särskilt ljusstarka stjärnor synliga, märkta från A till E i avståndsordning från den ljusaste komponenten i Sigma Orion A. Det närmaste paret AB är 0,2-0,3  " avstånd från det. , och upptäcktes med hjälp av ett 12-tums teleskop [37] . Den infraröda och radiokällan , IRS1, är 3,3  tum från Sigma Orion A. Det finns också en variabel röntgenkälla , som antas vara en T Tauri-stjärna [38] .

Klustret inkluderar ett antal andra stjärnor av spektraltyp A eller B [15] [39] :

• HD 37699 är en blå jätte av spektraltyp B5, ganska långt från klustret, i omedelbar närhet av Hästhuvudnebulosan ;
• HD 37525 är en B5 huvudsekvensstjärna och en spektroskopisk binär ;
• HD 294271 är ett ungt B5 stjärnobjekt med två följeslagare med låg massa;
• HD 294272 är en dubbelstjärna som innehåller två unga stjärnobjekt av spektraltyp B;
• HD 294272 är en dubbelstjärna som innehåller två unga stjärnobjekt av spektraltyp B;
• HD 37333 är en märklig A1 huvudsekvensstjärna ;
• HD 37564 är ett ungt stjärnobjekt av spektraltyp A8;
• V1147 Orionis är en blå jätte av spektralklass B9.5 och en α²-typ variabel stjärna Canis Hounds ;
• HD 37686 är en B9.5 huvudsekvensstjärna nära HD 37699;
• HD 37545 är en avlägsen huvudsekvensstjärna av spektraltyp B9 ;
• HD 294273 är ett ungt stjärnobjekt av spektraltyp A8;
• 2MASS J05374178-0229081 är ett ungt stjärnobjekt av spektraltyp A9;
• HD 294271 och HD 294272 utgör "dubbel" stjärnan Struve 762 (Struve 761 eller STF 761). En bågminut från Sigma Orion finns en stjärna även känd som Struve 762 [40] .

Mer än 30 andra troliga medlemmar av klustret har hittats inom en bågminut från den centrala stjärnan, mestadels bruna dvärgar och objekt med planetmassa som S Orionis 70 , såväl som de unga röda dvärgarna 2MASS J05384746-0235252 och 2MASS J05384301 0236145 [38] . Totalt räknas flera hundra lågmassaobjekt som medlemmar av klustret, inklusive ett hundratal spektroskopiskt uppmätta klass M-stjärnor , cirka 40 klass K-stjärnor och flera objekt av spektralklass G och F. Många är samlade i den centrala kärnan, men det finns en gloria av tillhörande föremål, utspridda på ett avstånd av mer än 10 bågminuter [39] .

Egenskaper för ett multipelsystem

Parameter		Menande
Period	P	143,2002 ± 0,0024  d.
Huvudaxel	a	~ 360
Excentricitet	e	0,77896 ± 0,00043
Humör	i	~ 56,378±0,085  °

Även om Sigma Orionis Aa och Sigma Orionis Ab inte kan detekteras direkt med konventionella enkelspegelteleskop, har deras respektive visuella magnituder beräknats till 4,61 m och 5,20 m [7] . De två komponenterna i Sigma Orion A har interferometriskt lösts med CHARA- interferometern , och kombinationen av interferometriska och visuella observationer ger en mycket exakt omloppsbana [2] . Sigma Orionis Aa och Sigma Orionis Ab är ett nära par spektroskopiska binärer som är separerade från varandra med ett vinkelavstånd på 0,004286  ″ [2] , vilket motsvarar den halvstora axeln för omloppsbanan mellan följeslagare på minst 1,67  AU . och en rotationsperiod på 143  dagar [2] .

Banan har en mycket stor excentricitet , som är lika med 0,78 [2] . Alltså, i rotationsprocessen runt varandra närmar sig stjärnorna varandra på ett avstånd av 0,39  AU. (det vill säga in i Merkurius omloppsbana ), sedan avlägsnas de på ett avstånd av 2,97 AU  . e. (det vill säga till den yttre delen av huvudasteroidbältet , och mer specifikt till asteroiden Hesperias omloppsbana ). Lutningen i systemet är inte särskilt stor och uppgår till 56,378° [2] sett från jorden .

Om vi ​​tittar från Sigma Orion Aa till Sigma Orion Ab, kommer vi att se en vitblå stjärna som lyser med en ljusstyrka på -33,20 m , det vill säga med en ljusstyrka på 382 solar (i genomsnitt, beroende på positionen för stjärna i omloppsbana). Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek (i genomsnitt) att vara - ~ 1,53 ° [b] , det vill säga stjärnans vinkelstorlek kommer att vara 3 gånger större än vår sols vinkelstorlek . Om vi ​​tittar från sidan av Sigma Orion Ab på Sigma Orion Aa, kommer vi att se en blå stjärna som lyser med en ljusstyrka på −33,79 m , det vill säga med en ljusstyrka på 658 solar (i genomsnitt, beroende på positionen för stjärnan i omloppsbana). Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek (i genomsnitt) att vara - ~ 1,79 ° [b] , det vill säga stjärnans vinkelstorlek kommer att vara 3,57 gånger större än vår sols vinkelstorlek . Mer exakta parametrar för stjärnorna ges i tabellen:

	Vid periastron ( 0,39  AU )				Vid 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 är den skenbara stjärnstorleken ;  - Ljusstyrka, uttryckt i solens ljusstyrka ; D° är stjärnans vinkeldiameter uttryckt i grader ;  — Stjärnans diameter uttryckt i vinkeldiametrar av solradien ( solens vinkeldiameter  är 0,5°).

Sigma Orioni A och Sigma Orioni B är ett brett par stjärnor som är separerade från varandra med ett vinkelavstånd på 0,2629"  ″ [2] , vilket motsvarar en halvstor axel i omloppsbanan mellan följeslagarna på minst 92,568  AU och en rotationsperiod 159,896  år [2] .Banen har en excentricitet nästan noll , vilket är lika med 0,024 [2] . Lutningen i systemet är mycket stor och uppgår till 172,1 ° [2] , det vill säga stjärnan roterar i en retrograd omloppsbana sedd från jorden . Lutningarna för de två omloppsbanorna är kända noggrant för att beräkna deras relativa lutning. De två omloppsplanen är inom 30° från det ortogonala planet , med den inre omloppsbanan direkt och den yttre är retrograd. Även om det är något ovanligt, är denna situation inte ovanlig i ternära system [2] .

Om vi ​​tittar från Sigma Orion A till Sigma Orion B kommer vi att se en vitblå stjärna som lyser med en ljusstyrka på −24,41 m , det vill säga med en ljusstyrka på 0,12 solar . Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek att vara - 103,68 " [b] . Å andra sidan, om vi tittar från sidan av Sigma Orion B på ett par stjärnor Sigma Orion A, kommer vi att se en blå stjärna som lyser med en ljusstyrka på -25,07 m , det vill säga med en ljusstyrka på 0,21 solar , bredvid vilken det finns en blåvit stjärna och som lyser med en ljusstyrka på -24,48 m , det vill säga med en ljusstyrka på 0,12 solar ... Dessutom kommer vinkelstorleken på den första stjärnan att vara - ~ 115,2 " [b] (6,4% av solens vinkelstorlek ), och den andra ~100,8 " [b] (5,5% av solens vinkelstorlek ) I detta fall kommer det maximala vinkelavståndet mellan stjärnorna att vara ~2°.

Sigma Orion visar variabilitet: under observationer ändras stjärnans ljusstyrka med 0,06 m från 3,75 m till 3,81 m , med en obestämd period är också typen av variabel obestämd [6] . Stjärnan har en beteckning som är karakteristisk för variabla stjärnor NSV 16610 .

Massberäkning

Massorna för dessa tre komponentstjärnor kan beräknas med:

• den spektroskopiska beräkningen av yttyngdkraften och därmed spektroskopisk massa ;
• jämförelser av evolutionära modeller med observerade fysikaliska egenskaper för att bestämma den evolutionära massan , såväl som stjärnornas ålder;
• bestämning av den dynamiska massan från stjärnornas omloppsrörelser.

De spektroskopiska massorna som hittas för varje komponent i Sigma Orion har stora felmarginaler, men de dynamiska och spektroskopiska massorna anses exakta till cirka 1 µm  , och de dynamiska massorna för de två komponenterna i Sigma Orion A är kända inom 0,25 µm  . Men de dynamiska massorna är fortfarande större än de evolutionära massorna och större än deras felmarginaler, vilket indikerar ett systemiskt problem [2] [7] . Denna typ av diskrepans i beräkningen av massor är ett vanligt och långvarigt problem som förekommer i många stjärnor [41] .

Stjärnornas ålder och deras vidare utveckling

Jämförelse av observerade eller beräknade fysiska egenskaper för varje stjärna med stjärnornas teoretiska evolutionära spår gör det möjligt att uppskatta stjärnans ålder. Beräknad ålder för komponenterna Aa, Ab och B är 0,3+1,0
-0,3 miljoner år [7] , 0,9+1,5
-0,9 miljoner år [7] och 1,9+1,6
-1,9 miljoner år [7] , respektive. Inom sina stora fel kan alla betraktas som födda samtidigt som varandra, även om detta faktum i detta fall är svårare att förena med den uppskattade åldern för Sigma Orion-klustret på 2-3  miljoner år [2] . Det är känt att stjärnor med en massa på 18  [7] lever på huvudsekvensen i 3,0  miljoner år , så snart kommer Aa-komponenten att explodera som en supernova först och kan till och med skjuta ut B-komponenten [42] från Sigma Orion-systemet ( komponent "B" kommer att leva på huvudsekvensen i 6,18  miljoner år och kommer att explodera nästa gång om 3,18  miljoner år ). Troligtvis kommer "Ab"-komponenten att kastas ut från systemet på samma sätt, som kommer att leva på huvudsekvensen i 7,6  miljoner år och sedan explodera om 4,6  miljoner år .

Aa komponentegenskaper

Sigma Orion Aa är en dvärgstjärna av spektraltyp O9.5V [8] , vilket också indikerar att väte i stjärnans kärna fungerar som ett kärnkrafts-"bränsle", det vill säga att stjärnan befinner sig i huvudsekvensen .

Stjärnans massa är 18  [7] . Stjärnan strålar ut energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 35 000  K [7] , vilket ger den dess karakteristiska blå färg. Dess ljusstyrka är 41 700  [7] .

På grund av det lilla avståndet till stjärnan kan dess radie mätas direkt, och det första försöket av detta slag gjordes 1922. Eftersom stjärnan är binär uppmättes uppenbarligen radien för den ljusaste komponenten. Data om denna mätning ges 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]

Dess radie uppskattas för närvarande till 5,6  [7] . Således var mätningen 1979 den mest adekvata, men felaktig, radien underskattades med 20%. Stjärnan har en ytgravitation som är karakteristisk för en utvecklad dvärg på 4,20  CGS [7] eller 158,5 m/s² , det vill säga den är 58 % av solvärdet ( 274,0 m/s² ).

Orion Sigma Aa roterar med en hastighet på minst 67,5 gånger solens och lika med 135  km/s [7] , vilket ger stjärnan en rotationsperiod på minst 2,16  dagar .

Ab-komponentegenskaper

Sigma Orionis Ab bör, att döma av dess massa, som är lika med 13  [7] , vara en dvärgstjärna av spektraltyp B1V [46] . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 31 000  K [7] (denna temperatur är något hög för sin spektralklass , som kännetecknas av temperaturer på 25 400  K [46] ), vilket ger den en karakteristisk blå- vit färg. Dess ljusstyrka är 18 600  [7] . Dess radie uppskattas för närvarande till 4,8  [7] . Sigma Orionis Ab roterar med en hastighet på minst 17,5 gånger solens och lika med 35  km/s [7] , vilket ger stjärnan en rotationsperiod på minst 7,13  dagar .

Komponent B-egenskaper

Spektrum av komponent B, stjärntrippelns yttre stjärna , kan inte detekteras direkt. Ljusstyrkans bidrag från Sigma Orion B kan mätas och är sannolikt en B0.5V-dvärg [ 8 ] . Det indikerar också att vätet i stjärnans kärna fungerar som kärnbränsle, det vill säga stjärnan är i huvudsekvensen . Dess visuella magnitud på 5,27 m [11] liknar Sigma Orionis Ab och därför bör den vara lätt synlig, men det antas att dess spektrallinjer är kraftigt utvidgade och osynliga mot bakgrunden av de andra två stjärnorna [7] . B-komponentens omloppsbana beräknades noggrant med hjälp av NPOI- matriserna och CHARA- interferometern . Beräkningar av tre stjärnors omloppsbana ger en parallax som är mycket mer exakt än Hipparcos [2] .

Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 29 000  K [7] , vilket ger den den karakteristiska blåvita färgen som en stjärna av spektraltyp B . Stjärnans massa är 14  [7] .

Stjärnans radie är ganska normal för en stjärna av dess spektraltyp och är nästan lika med Sigma Orionis Ab: 5,0  [7] . Stjärnans ljusstyrka är 15 800  [7] .

Orion Sigma B roterar med en hastighet som är nästan densamma som sin följeslagare och lika med 250  km/s [7] , vilket ger stjärnan en rotationsperiod på minst 1,04  dagar .

C-komponentegenskaper

Den svagaste medlemmen av Sigma Orionis är komponent C. Den ingår i Sigma Orioni-systemet eftersom den ligger på ett litet vinkelavstånd från den centrala trippelstjärnan. Stjärnan är också på ett avstånd av minst 3661  AU. [47] . År 2018, efter Gaia- uppdraget, blev det känt att stjärnans parallaxvärde är 2,3674 ± 0,0883 [13] , och detta innebär ett avstånd till stjärnan lika med 1377  sv. år , det vill säga C-komponenten är en bakgrundsstjärna.

Det är en huvudsekvensstjärna av spektraltyp A2V . Att döma av sin massa, som är lika med 2,7  [15] , föddes stjärnan på gränsen mellan klasserna A och B och strålar för närvarande ut energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 8820  K [48] , vilket ger den en karakteristisk vit-gul färg. Dess radie uppskattas för närvarande till 1,78  [48] . Dess ljusstyrka , baserad på Stefan-Boltzmann-lagen, är 17,17  .

Sigma Orionis C har en svag följeslagare med 2  bågsekunders mellanrum , kallad Cb [49] eller MAD-4 [38] . Cb-komponenten är fem magnituder svagare än Sigma Orionis Ca vid infraröda våglängder och har en magnitud på 14,07 m vid infrarött K-band , och är troligen en brun dvärg [38] .

Komponent D-egenskaper

Komponent D ingår också i Sigma Orionis eftersom den ligger på ett litet vinkelavstånd från den centrala trippelstjärnan: 13  bågar . Stjärnan är också minst 4680  AU bort. [47] . År 2018, efter Gaia- uppdraget, blev det känt att stjärnans parallaxvärde är 2,2935 ± 0,0790  mas [16] , och detta innebär ett avstånd till stjärnan lika med 1421  sv. år , det vill säga D-komponenten är en bakgrundsstjärna.

Komponenten är en huvudsekvensstjärna av spektraltyp B2V [15] , vilket indikerar att vätet i stjärnans kärna fungerar som kärnbränsle, det vill säga stjärnan finns på huvudsekvensen .

Stjärnan har en massa på 6,8  [18] och strålar för närvarande ut energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 21 500  K [18] , vilket ger den dess karakteristiska blå-vita färg. Dess radie uppskattas för närvarande till 5,33  [46] . Dess ljusstyrka , baserad på Stefan-Boltzmann-lagen, är 5439  .

Storleken, temperaturen och ljusstyrkan hos D-komponenten är mycket lik Sigma Orion E-systemet, men det visar inte några ovanliga spektrala egenskaper eller variationer hos denna stjärna.

E Komponentegenskaper

Komponent E är en ovanlig variabel stjärna , klassad som en variabel av typen SX Vädur och har även beteckningen som är karakteristisk för variabla stjärnor V1030 Orioni . Komponenten är rik på helium, har ett starkt magnetfält och upplever ljusstyrkavariationer från 6,61 m till 6,71 m under den första perioden och upp till 6,77 m [50] under den andra perioden under stjärnans rotationsperiod, som är 1,19 dagar. Variabiliteten tros bero på storskaliga förändringar i ytljusstyrkan orsakade av magnetfältet . Rotationsperioden saktar ner på grund av magnetbromsning [21] . Det magnetiska fältet varierar kraftigt från -2300 till +3100 gauss , vilket överensstämmer  med variationer i ljusstyrka och stjärnans troliga rotationsperiod. För att åstadkomma sådana förändringar krävs en magnetisk dipol på minst 10 000  gauss . Vid minsta ljusstyrka uppträder ett kuvertspektrum, tillskrivet plasmamoln som kretsar ovanför fotosfären . Förstärkningen av helium i spektrumet kan bero på att väte övervägande fångas i riktning mot de magnetiska polerna, vilket lämnar ett överskott av helium nära ekvatorn [51] .

Komponent E ingår också i Sigma Orionis eftersom den ligger på ett litet vinkelavstånd från den centrala trippelstjärnan: 41  bågsekunder . Stjärnan är också minst 15 000  AU bort. [47] . Redan 1999 föreslogs det att Sigma Orionis E kunde vara längre och äldre än de andra medlemmarna i klustret, efter att ha modellerat dess evolutionära ålder och storlek [18] . Faktum är att 2018, efter Gaia- uppdraget, blev det känt att stjärnans parallaxvärde är 2,2801 ± 0,0955  mas [20] , och detta innebär ett avstånd till stjärnan lika med 1430  sv. år , det vill säga E-komponenten är en bakgrundsstjärna.

Komponent E är en huvudsekvensstjärna av spektraltyp B2Vpe [21] , vilket indikerar att vätet i stjärnans kärna fungerar som kärnbränsle, det vill säga att stjärnan finns i huvudsekvensen , det indikerar också ett märkligt spektrum (där är oregelbundenheter), och det pekar också på emissionslinjerna i stjärnans spektrum .

Stjärnan har en massa på 8,3  [21] och strålar för närvarande ut energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 22 500  K [21] , vilket ger den dess karakteristiska blå-vita färg. Dess radie uppskattas för närvarande till 5,33  [46] . Dess ljusstyrka , baserad på Stefan-Boltzmann-lagen, är 6523  .

Sigma Orionis E har en svag följeslagare cirka 0,3  bågsekunder bort . Den är cirka 5 magnituder svagare än den primära, är också rik på helium och har vid infraröda våglängder en magnitud på 10-11 m i det infraröda K-bandet . Det antas att detta är en stjärna med en låg massa på 0,4-0,8 [  38] .

Sigma Orionis IRS1

Infraröd källa IRS1 är nära Sigma Orion A. Den har lösts upp till ett par lågmassaobjekt, proplider och ett möjligt tredje objekt. Det ljusare föremålet har spektraltyp M1, en massa på cirka 0,5  , och ser ut som en relativt normal stjärna med låg massa. Det svagare föremålet är mycket ovanligt och visar ett mellanliggande absorptionsspektrum av M7 eller M8 med väte- och heliumemissionslinjer. Tolkningen är att det är en brun dvärg inbäddad i en proplyd som förångas av ljuset från Sigma Orion A. Röntgenstrålningen från IRS1 antyder en ansamlingsskiva runt en T Tauri-stjärna , men det är inte klart hur detta skulle kunna passa det aktuella scenariot [52] .

Dust Wave

Infraröda bilder visar en framträdande dammbåge centrerad på Sigma Orionis AB. Den ligger på ett vinkelavstånd av cirka 50 bågsekunder  från en O- stjärna , på ett avstånd av cirka ( 0,1  pc ). Den pekar mot IC434, Hästhuvudnebulosan , i linje med stjärnans kosmiska rörelse. Externa manifestationer liknar bow shock , men typen av strålning visar att detta inte är en bow shock. Den observerade infraröda strålningen , med en topp på cirka 45 mikron, kan modelleras av två svarta kroppar , en avger vid 68  K och den andra vid 197  K. De tros vara producerade av två olika stora dammkorn.

Det antas att stoftbågens material erhölls genom avdunstning under påverkan av ljus från ett molekylärt moln runt Hästhuvudnebulosan. Dammet separeras från gasen, som för det bort från molekylmolnet genom trycket från elektromagnetisk strålning från de heta stjärnorna i centrum av Sigma Orion-klustret. Damm ansamlas i ett tätare område, vilket värms upp och bildar en synlig infraröd form.

Termen "dammvåg" används när dammet byggs upp men gasen är i stort sett opåverkad, till skillnad från " bow shock " när dammet och gasen stannar. Dammvågor uppstår när det interstellära mediet är tillräckligt tätt och stjärnvinden är tillräckligt svag så att dragavståndet för dammet är större än dragavståndet i bogchocken. Detta skulle uppenbarligen vara mer sannolikt för långsamt rörliga stjärnor, men långsamt rörliga utstrålande stjärnor kanske inte har tillräckligt långa livstider för att producera en bågchock . Sen O-stjärnor med låg ljusstyrka bör normalt generera bågstötar om denna modell är korrekt [53] .

Historia om studiet av stjärnmångfald

År 1776 beskrev Christian Maier σ Orionis som en trippelstjärna efter att ha sett AB- och E-komponenterna och misstänkte att andra komponenter också fanns i detta system.

1831, V. Ya. Struve , publicerade sin katalog (som sedan uppdaterades 1777 och 1779), upptäckte den sexfaldiga stjärnan Sigma Orion, det vill säga upptäckte komponenterna AB-C, AB-D, AB-E, DC, EC, ED, själva stjärnan ingick i katalogerna som STF 762 [c] . År 1833 upptäckte V. Ya. Struve , som uppdaterade sin katalog och baserat på uppgifterna från 1823, den sjufaldiga stjärnan Sigma Orion, det vill säga han upptäckte AB-F-komponenterna, stjärnan inkluderades i katalogerna som STF3135 [d] . År 1852 upptäckte J. South och D. Herschel , baserat på uppgifter från 1823, den niofaldiga Sigma Orion, det vill säga de upptäckte komponenterna AB-H och AB-I och stjärnan inkluderades i katalogerna som SHJ 65 [e ] . År 1888 upptäckte S. Burnham den dubbla naturen hos AB-komponenten och stjärnan inkluderades i katalogerna som BU 1032 [f] . S. Burnham rapporterade att σ Orioni A och B var mycket nära binära stjärnor , även om ett antal senare observatörer inte kunde bekräfta denna upptäckt. Under andra hälften av 1900-talet löstes omloppsbanan för σ Orion A/B och vid den tiden var det en av de mest kända stjärnorna (tio gånger) [10] .

År 2001 upptäckte den amerikanske astronomen N. Turner et al ( Eng.  Turner NH ) den elvafaldiga stjärnan Sigma Orioni, det vill säga upptäckte AB-G-komponenterna, stjärnan ingick i katalogerna som TRN 19 [g] . År 2003 upptäckte den spanska astronomen Caballero ( spanska:  Caballero JA ) den dubbla naturen hos komponenterna C och H. Stjärnan inkluderades i katalogerna som CAB 26 [h] . År 2004 upptäckte astronomen Bouy H. et al. J-komponentens binära  natur och stjärnan katalogiserades som BOY 24 [i] .

Redan 1904 befanns σ Orion A ha en variabel radiell hastighet , vilket tros indikera en spektroskopisk binär med en enda linje [54] . Den sekundära stjärnans spektrallinjer var mycket dåligt synliga och ofta inte synliga alls, möjligen för att de expanderades genom snabb rotation. Det rådde förvirring om huruvida den angivna spektroskopiska-binära statusen faktiskt hänvisade till den kända visuella följeslagaren B. Slutligen, 2006, astronomen Nordgren T. et al  som NOI 6 [j] , så bekräftades systemet vara ternärt, med en internt spektroskopiskt par och en bredare visuell följeslagare [10] . Det inre paret löstes interferometriskt 2013 [55] .

Komponent E identifierades som en heliumrik stjärna 1956 [14] med variabel radiell hastighet , som upptäcktes 1959 och som indikerade dess dualitet [56] . Dessutom upptäcktes komponentens variabla strålningsegenskaper 1974 [57] , med ett anomalt starkt magnetfält , som upptäcktes 1978 [51] . Det upptäcktes också 1977 [58] att stjärnan är en fotometrisk variabel och formellt klassificeras som en variabel stjärna av typen SX Vädur , som upptäcktes 1979 [59] . År 2007 upptäckte den ryske astronomen D. A. Rastegaev et al. den dubbla naturen hos E-komponenten med hjälp av speckle-interferometrimetoder och stjärnan inkluderades i katalogerna som RAS 22 [k] .

År 1996 identifierades ett stort antal lågmassiga pre-main-sekvens stjärnor i Orion Bält -regionen [60] . En liknande nära gruppering befanns ligga runt Sigma Orion [61] . Ett stort antal bruna dvärgar har hittats i samma region och på samma avstånd som Orions ljusa stjärnor [62] . Optiska, infraröda och röntgenobjekt i klustret, inklusive 115 medlemmar som ligger i samma riktning, listades i Mayrit-katalogen med ett serienummer, förutom den centrala stjärnan, som helt enkelt listades som Mayrit AB [63] .

Enligt Washington Catalogue of Visual Binaries , anges parametrarna för dessa komponenter i tabellen [11] [64] :

Genom att sammanfatta all information om stjärnan kan vi säga att stjärnan Sigma Orion har minst två satelliter:

• komponent Aa,Ab är en stjärna i en 143-dagars elliptisk bana;
• Komponent AB är en stjärna med femte magnituden som ligger på ett vinkelavstånd av 0,3  bågsekunder , och ett sådant avstånd antyder en halvstor axel i omloppsbanan mellan följeslagare på minst 91,1  AU. och en revolutionsperiod på minst 156 700  år [47] ;
• komponent AB,C är en stjärna med 9:e magnituden belägen på ett vinkelavstånd av 11,6  bågsekunder , och ett sådant avstånd antyder en halvstor axel i omloppsbanan mellan följeslagare på minst 3660,9  AU. och en omloppsperiod på minst 39 767  år [47] , men troligen är det en bakgrundsstjärna;
• komponent AB,D är en stjärna med 7:e magnituden belägen på ett vinkelavstånd av 12,9  bågsekunder , och ett sådant avstånd antyder en halvstor axel i omloppsbanan mellan följeslagare på minst 5181,7  AU. och en omloppstid på minst 66 966  år [47] , men mest troligt är det en bakgrundsstjärna;
• Komponent AB,E är en stjärna av 6:e magnituden belägen på ett vinkelavstånd av 41,5  bågsekunder , och ett sådant avstånd antyder en halvstor axel i omloppsbanan mellan följeslagare på minst 12 993  AU. och en omloppstid på minst 265 894  år [47] , men troligen är det en bakgrundsstjärna;
• för komponenter AB, F - en stjärna av 8:e magnituden, belägen på ett vinkelavstånd av 208,0  bågsekunder , AB, G - en stjärna av 12:e magnitud, belägen på ett vinkelavstånd av 3,2  bågsekunder , AB, H - stjärnor av den 8:e magnituden, belägen på ett vinkelavstånd av 306,9  bågesekunder och AB, I - en stjärna av den 8:e magnituden, belägen på ett vinkelavstånd av 524,7  bågesekunder , ömsesidig orbital rörelse upptäcktes inte;
• komponenterna Cb, Eb, Hb, Jb är möjligen, om de överhuvudtaget finns i Orion Sigma-systemet, bruna eller röda dvärgar ;
• komponenter DC, EC, ED kan vara binära stjärnor med en dvärg som följeslagare.

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 Den absoluta magnituden beräknas med formeln: , där är den skenbara magnituden, är avståndet till objektet i pc , 10 pc
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Vinkeldiametern (δ) beräknas med formeln: , där R S är stjärnans radie, uttryckt i a. e .; d S är avståndet till stjärnan, uttryckt i a. e.
3. ↑ STF - länk till katalogen över V.Ya. Struve , 762—nummer på posten i hans katalog
4. ↑ STF - länk till katalogen över V.Ya. Struve , 3135 - numret på posten i hans katalog
5. ↑ SHJ - länk till katalogen över J. South - D. Herschel , 65 - ingångsnummer i deras katalog
6. ↑ SHJ - länk till S. Burnhams katalog , 1032 - ingångsnummer i deras katalog
7. ↑ TRN - länk till upptäckarnas katalog, 19 - postnummer i hans katalog
8. ↑ CAB - länk till upptäckarens katalog, 26 - postnummer i hans katalog
9. ↑ BOY - länk till upptäckarens katalog, 24 - postnummer i deras katalog
10. ↑ NOI - länk till upptäckarens katalog, 6 - postnummer i deras katalog
11. ↑ RAS - länk till upptäckarens katalog, 22 - postnummer i deras katalog

1. ↑ 1 2 Wu, Zhen-Yu; Zhou, Xu; Ma, Jun; Du, Cui-Hua. Banorna för öppna kluster i galaxen  (engelska)  // 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 ( vol. 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. Astrofysiska tillägg till ASCC-2.5: Ia. Radiella hastigheter på ~55 000 stjärnor och genomsnittliga radiella hastigheter för 516 galaktiska öppna kluster och associationer  (engelska)  // 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)  (engelska) - 2012. - Vol. 1322.
5. ↑ van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
6. ↑ 12 NSV 16610 . _ GAISH . Arkiverad från originalet den 6 september 2017. 
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 3 0 _ _ _ _ _ _ _ _ _ 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. - Vol. 134 . — S. 273 . - . - arXiv : 1408.2231 .
9. ↑ 1 2 Echevarria, J.; Roth, M.; Warman, J. Photometric Study of Trapezium-Type Systems  (engelska)  // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica  : journal. - 1979. - Vol. 4 . — S. 287 . - .
10. ↑ 1 2 3 4 Simon-Díaz, S.; Caballero, JA; Lorenzo, J. En tredje massiv stjärnkomponent i σ Orionis AB-systemet  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 742 . — S. 55 . - doi : 10.1088/0004-637X/742/1/55 . - . - arXiv : 1108.4622 .
11. ↑ 1 2 3 STF 762: Kataloginträde för Washington Double  Star . Hämtad 16 maj 2020. Arkiverad från originalet 1 september 2020.
12. ↑ 1 2 Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. Washington Double Star Catalog  (engelska)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 122 , nr. 6 . - S. 3466 . - doi : 10.1086/323920 . - .
13. ↑ 1 2 Brown, AGA; et al. ( augusti 2018 ), Gaia Data Release 2: Sammanfattning av innehållet och undersökningsegenskaper , Astronomy & Astrophysics  (engelska) V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-post för denna källa (FR) . vizier.u-strasbg.fr . Hämtad 22 juni 2021. Arkiverad från originalet 3 maj 2022. på Vizier   
14. ↑ 1 2 3 Greenstein, Jesse L.; Wallerstein, George. The Helium-Rich Star, Sigma Orionis E  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1958. - Vol. 127 . — S. 237 . - doi : 10.1086/146456 . - .
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 Caballero, JA De ljusaste stjärnorna i σ Orionis-klustret  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2007. - Vol. 466 , nr. 3 . - S. 917 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066652 . - . — arXiv : astro-ph/0701067 .
16. ↑ 1 2 Brown, AGA; et al. ( augusti 2018 ), Gaia Data Release 2: Sammanfattning av innehållet och undersökningsegenskaper , Astronomy & Astrophysics  (engelska) V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-post för denna källa (FR) . vizier.u-strasbg.fr . Hämtad 22 juni 2021. Arkiverad från originalet 3 maj 2022. på Vizier   
17. ↑ 1 2 Guetter, HH Fotometriska studier av stjärnor i ORI OB1 /belt/  (engelska)  // Astronomical Journal  : journal. - 1979. - Vol. 84 . - S. 1846 . - doi : 10.1086/112616 . - .
18. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Hunger, K.; Heber, U.; Groote, D. Avståndet för den heliumvariabla B-stjärnan HD 37479  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1989. - Vol. 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. Ursprungligen publicerad i: 2009yCat....102025S : journal. - 2009. - Vol. 1 . - .
20. ↑ 1 2 Brown, AGA; et al. ( augusti 2018 ), Gaia Data Release 2: Sammanfattning av innehållet och undersökningsegenskaper , Astronomy & Astrophysics  (engelska) V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-post för denna källa (FR) . vizier.u-strasbg.fr . Hämtad 22 juni 2021. Arkiverad från originalet 9 september 2021. på 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 av σ Ori E: Challenging the Centrifugal Breakout Narrative  //  The Astrophysical Journal  : journal. - 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 Johnsons 11-color system  // VizieR  :  journal. - 2002. - Vol. 2237 . - .
23. ↑ *sig Ori - Young Stellar  Object . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hämtad 16 maj 2020. Arkiverad från originalet 3 oktober 2020.
24. ↑ *sig Ori C - Young Stellar Object  Candidate . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hämtad 16 maj 2020. Arkiverad från originalet 2 oktober 2020.
25. ↑ *sig Ori D - Young Stellar Object  . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hämtad 16 maj 2020. Arkiverad från originalet 3 oktober 2020.
26. ↑ *sig Ori E - Young Stellar Object  . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hämtad 16 maj 2020. Arkiverad från originalet 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 folkräkning i unga stjärnområden: {sigma} Orionis-klustret  (engelska) // Astrophys. J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2014. - Vol. 794, Iss. 1. - P. 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. Grundläggande parametrar för B-superjättar från BCD-systemet. I. Kalibrering av parametrarna (λ_1, D) till Teff  (engelska) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2009. - Vol. 501, Iss. 1. - P. 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 över ljusa stjärnor . Hämtad 16 maj 2020. Arkiverad från originalet 23 januari 2020. (ryska)
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 (franska) . vizier.u-strasbg.fr . Hämtad: 22 juni 2021.   
31. ↑ 1 2 Sigma Orionis (48 Orionis)  Stjärnfakta . Universum guide . Arkiverad från originalet den 1 januari 2020.
32. ↑ The 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  (engelska)  // Highlighting the History of Astronomy in the Asia-Pacific Region : tidskrift. - 2011. - Vol. Astrofysik och rymdvetenskap . — S. 121 . — ISBN 978-1-4419-8160-8 . - doi : 10.1007/978-1-4419-8161-5_7 . - .
34. ↑ Verbunt, F.; Van Gent, RH Tre upplagor av Tycho Brahes stjärnkatalog. Maskinläsbara versioner och jämförelse med den moderna Hipparcos-katalogen  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2010. - Vol. 516 . — P.A28 . - doi : 10.1051/0004-6361/201014002 . - . - arXiv : 1003.3836 .
35. ↑ Johann Bayer. Uranometria  (engelska) . - 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 namnkonventionen som används för flera stjärnsystem och extrasolära planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
37. ↑ Burnham, SW fjortonde katalogen över nya dubbelstjärnor som upptäcktes vid Lick Observatory  //  Publications of Lick Observatory: journal. - 1894. - Vol. 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. En djup titt in i kärnorna i unga kluster. I. σ-Orionis  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2009. - Vol. 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  : journal. - 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 (Reviderad) Tabell  //  Dun Echt Observatory Publications : journal. - 1876. - Vol. 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 . Hämtad 16 maj 2020. Arkiverad från originalet 10 december 2012.
43. ↑ CADARS katalogpost: recno=  2705 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Hämtad: 22 juni 2021. .
44. ↑ CADARS katalogpost: recno=  2703 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Hämtad: 22 juni 2021. .
45. ↑ CADARS katalogpost: recno=  2704 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Hämtad: 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 flera stjärnor (HIP => 26549  ) . A. Tokovinin.
48. ↑ 1 2 Adelman, SJ De fysiska egenskaperna hos normala stjärnor  (engelska)  // International Astronomical Union  : journal. - 2005. - Vol. 2004 _ - doi : 10.1017/S1743921304004314 .
49. ↑ Caballero, JA Ultra låg massa stjärna och substellär 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 Sigma Orionis magnetfält E  //  The Astrophysical Journal  : journal. - 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 Blowing in the wind: The dust wave around σ Orionis AB  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2014. - Vol. 563 . —P.A65 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201322873 . - . - arXiv : 1401.7185 .
54. ↑ Frost, EB; Adams, WS Åtta stjärnor vars radiella hastigheter varierar  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1904. - Vol. 19 . — S. 151 . - doi : 10.1086/141098 . - .
55. ↑ Hummel, CA; Zavala, R.T.; Sanborn, J. Binära studier med Navy Precision Optical Interferometer  //  Central European Astrophysical Bulletin: journal. - 2013. - Vol. 37 . — S. 127 . — .
56. ↑ Wallerstein, George. The Radial Velocity of Sigma Orionis  //  The Astrophysical Journal  : journal. - 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 studie av Orion OB 1-föreningen. I - Observationsdata  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1977. - Vol. 34 . — S. 115 . - doi : 10.1086/190446 . - .
59. ↑ Kholopov, PN; Kukarkina, N.P.; Perova, NB 64:e namnlistan över variabla stjärnor  //  Information Bulletin on Variable Stars: journal. - 1979. - Vol. 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 Discovery of the σ Orionis Cluster  (engelska)  // Memorie della Società Astronomia Italiana : tidskrift. - 1997. - Vol. 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  Stjärnor och bruna dvärgar i σ Orionis-klustret: Mayrit-katalogen  , Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2008. - Vol. 478 , nr. 2 . - s. 667-674 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077885 . - . - arXiv : 0710.5882 .
64. ↑ s Orionis  . Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 16 maj 2020. Arkiverad från originalet 11 februari 2021.

Länkar

• Skildring av Sigma Orion  (engelska) . aladin.u-strasbg.fr . Hämtad: 22 juni 2021.
• SOri70 - en ung planet eller en gammal brun dvärg? . www.astronet.ru _ Hämtad 22 juni 2021. (ryska) AKDav 23maj 2002
• Reflektioner i hästhuvudnebulosan . www.astronet.ru _ Hämtad: 22 juni 2021. (ryska) AKDav 30november 2005
• Optisk dubbelstjärna i januari  (eng.) . assa.saao.ac.za . Hämtad 22 juni 2021. Observationsguide frånSouth African Astronomical Society
• Gallery of Bright and Multiple Stars . zimmer.csufresno.edu . Hämtad 22 juni 2021. (ryska) tagen vidCalifornia State University Observatory, Fresno , mestadels av studenter (eng.)