✖


Jump to content

Сигма Ориона

(Перенаправлено из S Ori 52 )
σ Ориона
Расположение σ Ори (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000 Равноденствие J2000
Созвездие Орион
Прямое восхождение 05 час 38 м 42.0 с [ 1 ]
Склонение −2° 36′ 00″ [ 1 ]
Apparent magnitude  (V) А : 4.07 [ 2 ]
Б : 5,27
С : 8,79
Д : 6,62
Е : 6,66 (6,61–6,77 [ 3 ] )
Характеристики
АБ
Спектральный тип О9,5В + В0,5В [ 4 ]
U-B Индекс цвета −1.02 [ 5 ]
B-V Индекс цвета −0.31 [ 5 ]
С
Спектральный тип А2 В [ 6 ]
U-B Индекс цвета −0.25 [ 7 ]
B-V Индекс цвета −0.02 [ 7 ]
Д
Спектральный тип Б2 В [ 6 ]
U-B Индекс цвета −0.87 [ 8 ]
B-V Индекс цвета −0.17 [ 8 ]
И
Спектральный тип Б2 Впе [ 9 ]
U-B Индекс цвета −0.84 [ 10 ]
B-V Индекс цвета −0.09 [ 10 ]
Тип переменной SX Ари [ 3 ]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v ) −29.45 ± 0.45 [ 11 ] км/с
Параллакс (р) АВ : 3,04 ± 8,92 [ 12 ] но
Д : 6,38±   0,90 мсек. [ 12 ]
Расстояние 387.51 ± 1.32 [ 13 ]  ПК
Абсолютная величина ( МВ ) −3,49 (Аа)
−2,90 (Аб)
−2,79 (Б) [ 14 ]
Орбита [ 13 ]
Начальный Аа
Компаньон Аб
Период (П) 143,2002 ± 0,0024 дня
Большая полуось (а) 0,0042860"
(~360  R ☉ [ 15 ] )
Эксцентриситет (е) 0.77896 ± 0.00043
Наклон (я) ~56.378 ± 0.085°
Полуамплитуда (К 1 )
(начальный) 		72,03 ± 0,25 км/с
Полуамплитуда (К 2 )
(вторичный) 		95,53 ± 0,22 км/с
Орбита [ 13 ]
Начальный А
Компаньон Б
Период (П) 159,896 ± 0,005 лет
Большая полуось (а) 0.2629 ± 0.0022″
Эксцентриситет (е) 0.024 ± 0.005
Наклон (я) 172.1 ± 4.6°
Подробности [ 14 ]
σ Ори Аа
Масса 18  M ☉
Радиус 5.6  R ☉
Яркость 41,700  L ☉
Поверхностная сила тяжести (log g ) 4,20 кгс
Температура 35 000 К
Скорость вращения ( v sin i ) 135 км/с
Возраст 0,3 млн лет
σ Ори Аб
Масса 13  M ☉
Радиус 4.8  R ☉
Яркость 18,600  L ☉
Поверхностная сила тяжести (log g ) 4,20 кгс
Температура 31 000 К
Скорость вращения ( v sin i ) 35 км/с
Возраст 0,9 млн лет
в Ори Б
Масса 14  M ☉
Радиус 5.0  R ☉
Яркость 15,800  L ☉
Поверхностная сила тяжести (log g ) 4,15 кгс
Температура 29 000 К
Скорость вращения ( v sin i ) 250 км/с
Возраст 1,9 млн лет
Подробности [ 6 ]
С
Масса 2.7  M ☉
Подробности [ 16 ]
Д
Масса 6.8  M ☉
Поверхностная сила тяжести (log g ) 4,3 кгс
Температура 21 500 К
Скорость вращения ( v sin i ) 180 км/с
Подробности
И
Масса 8.30 [ 9 ]  M ☉
Радиус 3.77 [ 9 ]  R ☉
Яркость 3,162 [ 17 ]  L ☉
Поверхностная сила тяжести (log g ) 4.2 ± 0.2 [ 17 ]  cgs
Температура 22,500 [ 9 ]  К
Вращение 1,190847 дней [ 9 ]
Скорость вращения ( v sin i ) 140 ± 10 [ 17 ] км/с
Возраст 0.4-0.9 [ 17 ]  Мир
Другие обозначения
Сигма Ориона, Сигма Ориона, σ Ориона, σ Ори, 48 Ориона, 48 Ори
AB : HD 37468, HR 1931, HIP 26549, SAO 132406, BD −02°1326, 2MASS J05384476-0236001, Майрит AB
C : 2MASS J05384411-0236062, Майрит 11238
D : HIP 26551, 2MASS J05384561-0235588, Майрит 13084.
E : V1030 Орион, HR 1932, HD 37479, BD −02°1327, 2MASS J05384719-0235405, Майрит 41062.
Ссылки на базы данных
СИМБАД в Ори
с Ори С
σ Ори Д
σ Ори Э
σ кластер Ори

Сигма Ориона или Сигма Ори (σ Orionis, σ Ori) — кратная звездная система в созвездии Ориона , состоящая из ярчайших членов молодого рассеянного скопления . Она находится на восточном конце пояса , к юго-западу от Альнитака и к западу от туманности Конская Голова , которую она частично освещает. Суммарная яркость составляющих звезд составляет 3,80 звездной величины.

История

[ редактировать ]
σ Ориона (внизу справа) и туманность Конская Голова . Самые яркие звезды — Альнитак и Альнилам .

σ Ориона — звезда, видимая невооруженным глазом на восточном конце Пояса Ориона, известная с древности, но не вошедшая в « Птолемея » Альмагест . [ 18 ] На него ссылался Аль Суфи , но официально он не указан в его каталоге. [ 19 ] В более поздние времена его измерил Тихо Браге и включил в свой каталог. В расширении Кеплера оно описывается как «Quae ultimam baltei praecedit ad austr». (перед крайней частью пояса, на юге). [ 20 ] Затем она была записана Иоганном Байером в его «Уранометрии» как одиночная звезда с греческой буквой σ (сигма). Он описал это как «in enſe, prima» (сначала в мече). [ 21 ] Ему также было присвоено обозначение Флемстида 48.

В 1776 году Кристиан Майер описал σ Ори как тройную звезду, увидев компоненты AB и E, и заподозрил еще одну между ними. Компонент D был подтвержден ФГВ Струве , который также добавил четвертый (C), опубликованный в 1876 году. В 1892 году Шерберн Уэсли Бернхэм сообщил, что σ Ori A сам по себе был очень близким двойником, хотя ряд более поздних наблюдателей не смогли это подтвердить. Во второй половине двадцатого века орбита σ Ори A/B была определена, и на тот момент это была одна из самых массивных известных двойных систем. [ 22 ]

В 1904 году было обнаружено, что σ Ori A имеет переменную лучевую скорость , что, как считается, указывает на однолинейную спектроскопическую двойную систему . [ 23 ] Спектральные линии вторичной обмотки были неуловимы и часто вообще не наблюдались, возможно, потому, что они уширились из-за быстрого вращения. Возникла путаница по поводу того, действительно ли сообщаемый спектроскопический двойной статус относится к известному визуальному спутнику B. Наконец, в 2011 году было подтверждено, что система тройная, с внутренней спектроскопической парой и более широким визуальным спутником. [ 22 ] Внутренняя пара была разрешена интерферометрически в 2013 году. [ 15 ]

σ Ori E был идентифицирован как богатый гелием в 1956 году. [ 7 ] имеющий переменную лучевую скорость в 1959 г., [ 24 ] имеющие переменные характеристики выбросов в 1974 году, [ 25 ] имея аномально сильное магнитное поле в 1978 году, [ 26 ] будучи фотометрически переменной в 1977 г., [ 27 ] и официально классифицирована как переменная звезда в 1979 году. [ 28 ]

большое количество маломассивных звезд до главной последовательности . В 1996 году в районе пояса Ориона было обнаружено [ 29 ] Была обнаружена особая тесная группа вокруг σ Ориона. [ 30 ] Большое количество коричневых карликов было обнаружено в той же области и на том же расстоянии, что и яркие звезды σ Ориона. [ 31 ] Оптические, инфракрасные и рентгеновские объекты в скоплении, включая 115 не входящих в него объектов, лежащих в том же направлении, были указаны в Каталоге Майрит с порядковым номером, за исключением центральной звезды, которая значилась просто как Майрит AB. [ 32 ]

Кластер

[ редактировать ]
Основные звезды скопления σ Ориона, описанные в тексте, а также:
HD 294268, F6e, вероятный член
HD 294275, А0
HD 294297, Г0
HD 294300, звезда G5 T Тельца
HD 294301, А5

Скопление σ Ориона является частью Ori OB1b звездной ассоциации , обычно называемой Поясом Ориона . Скопление не было обнаружено до 1996 года, когда вокруг σ Ори была обнаружена популяция звезд до главной последовательности. С тех пор его активно изучали из-за его близости и отсутствия межзвездного вымирания . Подсчитано, что звездообразование в скоплении началось 3 миллиона лет назад и находится на расстоянии примерно 360 пк. [ 6 ]

В центральной угловой минуте скопления видны пять особенно ярких звезд, обозначенных от A до E в порядке удаления от самого яркого компонента σ Ori A. Ближайшая пара AB разделена всего на 0,2–0,3 дюйма, но была обнаружена с помощью 12-дюймовый телескоп. [ 33 ] Инфракрасный источник и радиоисточник IRS1, 3,3 дюйма от σ Ori A, который считался участком туманности, был разделен на две подсолнечные звезды. Существует связанный с ним переменный рентгеновского излучения , который предположительно является звездой T Тельца . [ 34 ]

Считается, что в скопление входит ряд других звезд спектрального класса A или B: [ 6 ] [ 35 ]

  • HD 37699, отдаленный гигант B5, расположенный очень близко к туманности Конская Голова.
  • HD 37525, звезда главной последовательности B5 и спектроскопическая двойная система.
  • B5 HD 294271, молодой звездный объект с двумя спутниками малой массы.
  • HD 294272, двойная система, содержащая два молодых звездных объекта класса B.
  • HD 37333, пекулярная звезда главной последовательности А1.
  • HD 37564, молодой звездный объект А8.
  • V1147 Ori, гигант B9.5 и α 2 переменная CVn
  • HD 37686, звезда главной последовательности B9.5, близкая к HD 37699.
  • HD 37545, отдаленная главная последовательность B9.
  • HD 294273, молодой звездный объект А8.
  • 2MASS J05374178-0229081, молодой звездный объект А9.

HD 294271 и HD 294272 составляют «двойную» звезду Струве 761 (или STF 761). Это в трех угловых минутах от σ Ориона, который также известен как Струве 762. [ 36 ]

В пределах угловой минуты от центральной звезды было обнаружено более 30 других возможных членов скопления, в основном это коричневые карлики и объекты планетарной массы, такие как S Ori 60 , [ 37 ] но включая ранние красные карлики M 2MASS J05384746-0235252 и 2MASS J05384301-0236145. [ 34 ] Всего членами скопления считаются несколько сотен объектов малой массы, в том числе около сотни звезд класса M, измеренных спектроскопически, около 40 звезд класса K и несколько объектов классов G и F. Многие из них сгруппированы в центральном ядре, но существует ореол связанных объектов, разбросанный на расстоянии более 10 угловых минут. [ 35 ] В скопление входит несколько L-карликов , которые определены как объекты планетарной массы. [ 38 ] Раньше считалось, что частью скопления являются несколько Т-карликов , но до сих пор большинство этих Т-карликов оказались коричневыми карликами на переднем плане. [ 39 ] Некоторые из этих L-карликов (около 29%) окружены пылевым диском. [ 40 ] В скоплении также имеется пара, состоящая из коричневого карлика SE 70 и объекта планетарной массы S Ori 68 , которые разделены 1700 астрономическими единицами. [ 41 ]

σ Ориона AB

[ редактировать ]

Самый яркий член системы σ Ориона выглядит как звезда позднего О-класса, но на самом деле он состоит из трех звезд, обозначенных Aa, Ab и B. Внутренняя пара совершает оборот по сильно эксцентричной орбите каждые 143 дня, а внешняя звезда совершает полный оборот по эксцентричной орбите каждые 143 дня. его почти круговая орбита раз в 157 лет. Она еще не совершила полный оборот с тех пор, как впервые было обнаружено, что она является двойной звездой. Все три — очень молодые звезды главной последовательности с массой от 11 до 18 M ☉ .

Компоненты

[ редактировать ]
Изображение звездной системы Сигма Ориона, полученное небольшим телескопом. Компоненты E, D, AB и C видны слева направо.

Главный компонент Аа — звезда класса O9.5 с температурой 35 000 К и светимостью более 40 000 L ☉ . Было показано, что линии, представляющие звезду главной последовательности B0.5, принадлежат ее близкому спутнику Ab, температура которого составляет 31 000 К, а светимость 18 600 L ☉ . Их расстояние варьируется от менее половины астрономической единицы до примерно двух а.е. Хотя их невозможно напрямую отобразить с помощью обычных однозеркальных телескопов, их соответствующие визуальные величины были рассчитаны как 4,61 и 5,20. [ 14 ] Два компонента σ Ориона А были решены интерферометрически с использованием массива CHARA , а комбинация интерферометрических и визуальных наблюдений дает очень точную орбиту. [ 13 ]

Спектр компонента B, внешней звезды тройки, обнаружить невозможно. Вклад σ Ori B в светимость можно измерить, и, скорее всего, это звезда главной последовательности B0-2. Ее визуальная величина 5,31 аналогична σ Ori Ab, поэтому она должна быть легко видима, но предполагается, что ее спектральные линии сильно расширены и невидимы на фоне двух других звезд. [ 14 ] Орбита компонента B была точно рассчитана с использованием массивов NPOI и CHARA. Объединенные орбиты трех звезд вместе дают параллакс значительно более точный, чем параллакс HIPPARCOS . [ 13 ]

Наклоны двух орбит известны достаточно точно, чтобы рассчитать их относительное наклонение. Две орбитальные плоскости находятся в пределах 30° от ортогонализации : внутренняя орбита является прогрессивной , а внешняя ретроградной . Хотя это и немного удивительно, но такая ситуация не обязательно является редкостью в тройных системах. [ 13 ]

Массовое расхождение

[ редактировать ]

Массы этих трех составных звезд можно рассчитать, используя: спектроскопический расчет поверхностной гравитации и, следовательно, спектроскопической массы ; сравнение эволюционных моделей с наблюдаемыми физическими свойствами для определения эволюционной массы , а также возраста звезд; или определение динамической массы по орбитальным движениям звезд. Спектроскопические массы, найденные для каждого компонента σ Ориона, имеют большую погрешность, но динамическая и спектроскопическая массы считаются точными примерно до одного M ☉ , а динамические массы двух компонентов σ Ориона A известны с точностью до четверти. М ☉ . Однако все динамические массы больше, чем эволюционные, на величину, превышающую их пределы погрешности, что указывает на системную проблему. [ 14 ] [ 13 ] Этот тип несоответствия масс является распространенной и давней проблемой, обнаруженной у многих звезд. [ 42 ]

Возраст

[ редактировать ]

Сравнение наблюдаемых или рассчитанных физических свойств каждой звезды с теоретическими треками звездной эволюции позволяет оценить возраст звезды. Оценочный возраст компонентов Aa, Ab и B составляет соответственно 0,3 +1,0.
−0,3 млн лет, 0,9 +1,5
−0,9 млн лет и 1,9 +1,6
−1,9 млн лет. В пределах большой погрешности их все можно считать согласующимися друг с другом, хотя труднее согласовать их с предполагаемым возрастом скопления σ Ориона в 2–3 млн лет в целом. [ 13 ]

σ Ориона C

[ редактировать ]

Самый слабый член главных звезд σ Orionis — это компонент C. Он также ближе всего к σ Ori AB на расстоянии 11 дюймов, что соответствует 3960 астрономическим единицам . Это звезда главной последовательности A-типа . σ Ori C имеет слабого компаньона 2. "прочь, называемый Cb [ 43 ] и МАД-4. [ 34 ] Cb на пять звездных величин слабее, чем σ Ori Ca в инфракрасном диапазоне, звездная величина в K-диапазоне 14,07, и, вероятно, является коричневым карликом. [ 34 ]

σ Орионис Д

[ редактировать ]

Компонент D представляет собой довольно типичную звезду главной последовательности B2 с величиной 6,62. Она находится на расстоянии 13 дюймов от σ Ori AB, что соответствует 4680 а.е. Ее размер, температура и яркость очень похожи на σ Ori E, но на ней нет никаких необычных спектральных особенностей или переменности этой звезды.

σ Орион Е

[ редактировать ]
Кривая блеска V1030 Orionis, построенная по TESS . данным [ 44 ]

Компонент E — необычная переменная звезда, классифицируемая как переменная SX Ариетиса и также известная как V1030 Ориона. Он богат гелием, имеет сильное магнитное поле и колеблется от 6,61 до 6,77 звездной величины в течение периода вращения 1,19 дня. Имеет спектральный класс B2 Vpe. Считается, что эта изменчивость связана с крупномасштабными изменениями поверхностной яркости, вызванными магнитным полем. Период вращения замедляется из-за магнитного торможения; [ 9 ] это одна из немногих магнитных звезд, изменение периода вращения которой измерено напрямую. [ 17 ] σ Ori E находится на расстоянии 41 дюйма от σ Ori AB, примерно в 15 000 а.е. [ 2 ]

Магнитное поле сильно варьируется от -2300 до +3100 Гаусс , что соответствует изменениям яркости и вероятному периоду вращения. Для этого требуется магнитный диполь с силой не менее 10 000 Гс. В районе минимальной яркости появляется спектр оболочечного типа, приписываемый плазменным облакам, вращающимся над фотосферой. Увеличение гелия в спектре может быть связано с тем, что водород преимущественно захватывается по направлению к магнитным полюсам, оставляя избыток гелия вблизи экватора. [ 26 ] В какой-то момент было высказано предположение, что σ Ori E может быть дальше и старше, чем другие члены скопления, на основании моделирования его эволюционного возраста и размера. [ 16 ] Однако параллаксы Гайи помещают σ Ori E внутри скопления, и более позднее моделирование показало, что оно очень молодое, ему менее миллиона лет. [ 17 ]

У σ Ori E есть слабый спутник, находящийся на расстоянии примерно трети угловой секунды. Она примерно на 5 звездных величин слабее, чем первичная звезда, богатая гелием, и примерно на 10–11 звездных величин в инфракрасном диапазоне K-диапазона. Предполагается, что это звезда малой массы (0,4–0,8 M ☉) . [ 34 ]

σ Орион IRS1

[ редактировать ]

Инфракрасный источник IRS1 близок к σ Ori A. Он был разрешен к паре объектов малой массы, проплиду и, возможно, третьему объекту. Более яркий объект имеет спектральный класс M1, массу около половины M ☉ и выглядит относительно нормальной звездой малой массы. Более слабый объект очень необычен: он демонстрирует разбавленный спектр поглощения M7 или M8 с эмиссионными линиями водорода и гелия. Интерпретация заключается в том, что это коричневый карлик , встроенный в проплид, который фотоиспаряется σ Ori A. Рентгеновское излучение от IRS1 предполагает наличие аккреционного диска вокруг звезды T Тельца , но неясно, как это может согласовываться с проплидный сценарий. [ 45 ]

Пылевая волна

[ редактировать ]
Дуга в инфракрасном свете, красный цвет соответствует 22 микронам.

На инфракрасных изображениях видна заметная дуга с центром в σ Ori AB. Она находится примерно в 50 дюймах от звезды класса О, на расстоянии около 0,1 парсека. Она направлена ​​в сторону IC434, туманности Хорсхед, в соответствии с космическим движением звезды. Внешний вид похож на ударную волну , но тип Излучение показывает, что это не ударная волна. Наблюдаемое инфракрасное излучение с максимумом около 45 микрон может быть смоделировано двумя компонентами примерно черного тела : одним при 68 К и одним при 197 К. Считается, что они производятся двумя разными компонентами. размеры пылинок.

Предполагается, что материал дуги образовался в результате фотоиспарения молекулярного облака вокруг туманности Конская Голова. Пыль отделяется от газа, который унес ее из молекулярного облака, под действием радиационного давления горячих звезд в центре скопления σ Ориона. Пыль накапливается в более плотной области, которая нагревается и образует видимую инфракрасную форму.

Термин «пылевая волна» применяется, когда пыль накапливается, но газ практически не затрагивается, в отличие от «головной волны», когда пыль и газ задерживаются. Пылевые волны возникают, когда межзвездная среда достаточно плотна, а звездный ветер настолько слаб, что расстояние от пыли превышает расстояние от головной ударной волны. Очевидно, это было бы более вероятно для медленно движущихся звезд, но медленно движущиеся светящиеся звезды могут не иметь достаточно продолжительного времени жизни, чтобы создать головную волну. Если эта модель верна, звезды позднего класса O с низкой светимостью обычно должны производить головные волны. [ 46 ]

Расстояние

[ редактировать ]

Расстояние до σ Ориона и скопления звезд вокруг него исторически было неопределенным. Параллаксы Hipparcos были доступны для нескольких предполагаемых членов, но с очень высокой неопределенностью для компонентов σ Ориона. Опубликованные оценки расстояния варьировались от 352 пк до 473 . [ 17 ] Динамический параллакс 2,5806 ± ± 0,0088 мссек дает расстояние 387,5 был получен с использованием орбит двух центральных звезд, что 1,3 пк . [ 13 ]

Гайя опубликовала параллаксы сотен членов скопления, включая коричневых карликов , и тысяч других звезд в поле скопления. Было обнаружено, что скопление довольно протяженное, но его среднее расстояние составляет 391 +50.
−40 шт . [ 17 ] Gaia Early Data Release 3 для компонентов C, D и E составляют 2,4720 ± 0,0293 мсек.с. Параллаксы [ 47 ] 2,4744 ± 0,0622 но , [ 48 ] и 2,3077 ± 0,0647 мсек соответственно. [ 49 ] Они имеют низкую статистическую неопределенность, хотя и имеют значительный астрометрический избыточный шум. Для центрального компонента AB параллакс Гайи не опубликован. Соответствующие расстояния составляют 402 ± 4 пк , 401 ± 9 пк и 428 ± 12 пк для компонентов C, D и E соответственно. [ 50 ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б Ву, Чжэнь-Ю; Чжоу, Сюй; Ма, июнь; Ду, Цуй-Хуа (2009). «Орбиты открытых скоплений в Галактике» Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 399 (4): 2146.arXiv : 0909.3737 . Бибкод : 2009MNRAS.399.2146W . дои : 10.1111/j.1365–2966.2009.15416.x . S2CID   6066790 .
  2. ^ Перейти обратно: а б Мейсон, Брайан Д.; Вайкофф, Гэри Л.; Харткопф, Уильям И.; Дуглас, Джеффри Г.; Уорли, Чарльз Э. (2001). «Компакт-диск с двойной звездой Военно-морской обсерватории США 2001 года. I. Каталог двойных звезд Вашингтона» . Астрономический журнал . 122 (6): 3466. Бибкод : 2001AJ....122.3466M . дои : 10.1086/323920 .
  3. ^ Перейти обратно: а б Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Бибкод : 2009yCat....102025S .
  4. ^ Кабальеро, JA (2014). «Звездная множественность в скоплении сигма Ориона: обзор». Обсерватория . 134 : 273. arXiv : 1408.2231 . Бибкод : 2014Obs...134..273C .
  5. ^ Перейти обратно: а б Эчеваррия, Дж.; Рот, М.; Уорман, Дж. (1979). «Фотометрическое исследование систем типа трапеции». Мексиканский журнал астрономии и астрофизики . 4 : 287. Бибкод : 1979RMxAA...4..287E .
  6. ^ Перейти обратно: а б с д и Кабальеро, JA (2007). «Самые яркие звезды скопления σ Ориона». Астрономия и астрофизика . 466 (3): 917–930. arXiv : astro-ph/0701067 . Бибкод : 2007A&A...466..917C . дои : 10.1051/0004-6361:20066652 . S2CID   14991312 .
  7. ^ Перейти обратно: а б с Гринштейн, Джесси Л.; Валлерстайн, Джордж (1958). «Богатая гелием звезда Сигма Ориона E» . Астрофизический журнал . 127 : 237. Бибкод : 1958ApJ...127..237G . дои : 10.1086/146456 .
  8. ^ Перейти обратно: а б Геттер, Х.Х. (1979). "Фотометрические исследования звезд в ОРИ OB1 /пояс/" . Астрономический журнал . 84 : 1846. Бибкод : 1979AJ.....84.1846G . дои : 10.1086/112616 .
  9. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Таунсенд, RHD; Ривиниус, Т.; Роу, Дж. Ф.; Моффат, AFJ; Мэтьюз, Дж. М.; Болендер, Д.; Найнер, К.; Телтинг, Дж. Х.; Гюнтер, Д.Б.; Каллингер, Т.; Кушниг Р.; Ручинский, С.М.; Саселов Д.; Вайс, WW (2013). «БОЛЬШИНСТВО наблюдений за σ Ори Э: вызов повествованию о центробежном прорыве». Астрофизический журнал . 769 (1): 33. arXiv : 1304.2392 . Бибкод : 2013ApJ...769...33T . дои : 10.1088/0004-637X/769/1/33 . S2CID   39402058 .
  10. ^ Перейти обратно: а б Дукати-младший (2002 г.). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона». Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 . Бибкод : 2002yCat.2237....0D .
  11. ^ Харченко Н.В.; Шольц, Р.-Д.; Пискунов А.Е.; Рёзер, С.; Шильбах, Э. (2007). «Астрофизические дополнения к ASCC-2.5: Ia. Лучевые скорости ~55 000 звезд и средние лучевые скорости 516 галактических рассеянных скоплений и ассоциаций». Астрономические Нахрихтен . 328 (9): 889. arXiv : 0705.0878 . Бибкод : 2007AN....328..889K . дои : 10.1002/asna.200710776 . S2CID   119323941 .
  12. ^ Перейти обратно: а б Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В . дои : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID   18759600 .
  13. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я Шефер, Г.Х.; Хаммел, Калифорния; Гис, Д.Р.; Завала, РТ; Моннье, доктор медицинских наук; Уолтер, FM; Тернер, Нью-Хэмпшир; Барон, Ф.; тен Бруммелаар, Т. (01 декабря 2016 г.). «Орбиты, расстояние и звездные массы массивной тройной звезды сигмы Ориона» . Астрономический журнал . 152 (6): 213. arXiv : 1610.01984 . Бибкод : 2016AJ....152..213S . дои : 10.3847/0004-6256/152/6/213 . ISSN   0004-6256 . S2CID   36047128 .
  14. ^ Перейти обратно: а б с д и Симон-Диас, С.; Кабальеро, Дж.А.; Лоренцо Дж.; Маис Апелланис, судья; Шнайдер, ФРН; Негеруэла, И.; Барба, Р.Х.; Дорда, Р.; Марко, А.; Монтес, Д.; Пеллерен, А.; Санчес-Бермудес, Дж.; Содор, А.; Сота, А. (2015). «Орбитальные и физические свойства тройной системы σ Ori Aa, Ab, B». Астрофизический журнал . 799 (2): 169. arXiv : 1412.3469 . Бибкод : 2015ApJ...799..169S . дои : 10.1088/0004-637X/799/2/169 . S2CID   118500350 .
  15. ^ Перейти обратно: а б Хаммел, Калифорния; Завала, РТ; Сэнборн, Дж. (2013). «Бинные исследования с помощью прецизионного оптического интерферометра ВМФ». Центральноевропейский астрофизический бюллетень . 37 : 127. Бибкод : 2013CEAB...37..127H .
  16. ^ Перейти обратно: а б Голод, К.; Хибер, У.; Гроот, Д. (1989). «Расстояние до гелиевой переменной B-звезды HD 37479». Астрономия и астрофизика . 224 : 57. Бибкод : 1989A&A...224...57H .
  17. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Песня, ВЧ; Мейне, Г.; Медер, А.; Моулави, Н.; Страуд, СР; Кестхей, З.; Экстрем, С.; Эггенбергер, П.; Георгий, К.; Уэйд, Джорджия; Цинь, Ю. (2022). «Новости от Гайи об σ Ori E: пример процесса магнитного торможения ветром». Астрономия и астрофизика . 657 : А60. arXiv : 2108.13734 . Бибкод : 2022A&A...657A..60S . дои : 10.1051/0004-6361/202141512 . S2CID   237363358 .
  18. ^ Альмагест . Британская энциклопедия. 1990. ISBN  978-0-85229-531-1 .
  19. ^ Хафез, Ихсан; Стивенсон, Ф. Ричард; Орчистон, Уэйн (2011). «Абдул-Рахан аль-Суфи и его книга неподвижных звезд: путешествие повторного открытия». Освещение истории астрономии в Азиатско-Тихоокеанском регионе . Труды по астрофизике и космической науке. 23 : 121–138. Бибкод : 2011ASSP...23..121H . дои : 10.1007/978-1-4419-8161-5_7 . ISBN  978-1-4419-8160-8 .
  20. ^ Вербунт, Ф.; Ван Гент, Р.Х. (2010). «Три издания звездного каталога Тихо Браге. Машиночитаемые версии и сравнение с современным каталогом Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 516 : А28. arXiv : 1003.3836 . Бибкод : 2010A&A...516A..28V . дои : 10.1051/0004-6361/201014002 . S2CID   54025412 .
  21. ^ Иоганн Байер (1987). Уранометрия . Публикации Олдбро Сент-Джона. ISBN  978-1-85297-021-5 .
  22. ^ Перейти обратно: а б Симон-Диас, С.; Кабальеро, Дж.А.; Лоренцо, Дж. (2011). «Третий массивный звездный компонент в системе σ Ориона AB». Астрофизический журнал . 742 (1): 55. arXiv : 1108.4622 . Бибкод : 2011ApJ...742...55S . дои : 10.1088/0004-637X/742/1/55 . S2CID   118383283 .
  23. ^ Фрост, Е.Б.; Адамс, WS (1904). «Восемь звезд, лучевые скорости которых различаются» . Астрофизический журнал . 19 : 151. Бибкод : 1904ApJ....19..151F . дои : 10.1086/141098 .
  24. ^ Валлерстайн, Джордж (1959). «Лучевая скорость Сигмы Ориона» . Астрофизический журнал . 130 : 338. Бибкод : 1959ApJ...130..338W . дои : 10.1086/146722 .
  25. ^ Уолборн, Нолан Р. (1974). «Новое явление в спектре сигмы Ориона E». Астрофизический журнал . 191 : Л95. Бибкод : 1974ApJ...191L..95W . дои : 10.1086/181558 .
  26. ^ Перейти обратно: а б Лэндстрит, Джей Ди; Борра, EF (1978). «Магнитное поле Сигмы Ориона E». Астрофизический журнал . 224 : Л5. Бибкод : 1978ApJ...224L...5L . дои : 10.1086/182746 .
  27. ^ Уоррен, Вашингтон; Хессер, Дж. Э. (1977). «Фотометрическое исследование ассоциации Орион OB 1. I - Данные наблюдений». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 34 : 115. Бибкод : 1977ApJS...34..115W . дои : 10.1086/190446 .
  28. ^ Холопов, П.Н.; Кукаркина, Н.П.; Перова, Н.Б. (1979). «64-й именный список переменных звезд». Информационный бюллетень о переменных звездах . 1581 : 1. Бибкод : 1979IBVS.1581....1K .
  29. ^ Волк, Скотт Дж. (1996). Наблюдение за тем, как звезды кружатся и кружатся (Диссертация). Бибкод : 1996PhDT........63W .
  30. ^ Уолтер, FM; Волк, С.Дж.; Фрейберг, М.; Шмитт, JHMM (1997). «Открытие скопления σ Ориона». Memorie della Società Astronomia Italiana . 68 : 1081. Бибкод : 1997MmSAI..68.1081W .
  31. ^ Бежар, VJS; Осорио, г-н Сапатеро; Реболо, Р. (1999). «Поиск звезд с очень малой массой и коричневых карликов в молодом скоплении σ Ориона». Астрофизический журнал . 521 (2): 671. arXiv : astro-ph/9903217 . Бибкод : 1999ApJ...521..671B . дои : 10.1086/307583 . S2CID   119366292 .
  32. ^ Кабальеро, JA (2008). «Звезды и коричневые карлики в скоплении σ Ориона: каталог Майрит». Астрономия и астрофизика . 478 (2): 667–674. arXiv : 0710.5882 . Бибкод : 2008A&A...478..667C . дои : 10.1051/0004-6361:20077885 . S2CID   118592865 .
  33. ^ Бернхэм, Юго-Запад (1894 г.). «Четырнадцатый каталог новых двойных звезд, обнаруженных в Ликской обсерватории». Публикации Ликской обсерватории . 2 : 185. Бибкод : 1894PLicO...2..185B .
  34. ^ Перейти обратно: а б с д и Буй, Х.; Уэламо, Н.; Мартин, Эдуардо Л.; Марчис, Ф.; Баррадо-и-Наваскуэс, Д.; Колб, Дж.; Маркетти, Э.; Петр-Готценс, М.Г.; Стерзик, М.; Иванов В.Д.; Келер, Р.; Нюрнбергер, Д. (2009). «Глубокий взгляд на ядра молодых скоплений. I. σ-Орионис». Астрономия и астрофизика . 493 (3): 931. arXiv : 0808.3890 . Бибкод : 2009A&A...493..931B . дои : 10.1051/0004-6361:200810267 . S2CID   119113932 .
  35. ^ Перейти обратно: а б Эрнандес, Хесус; Кальвет, Нурия ; Перес, Алиса; Брисеньо, Сезар; Ольгин, Лоренцо; Контрерас, Мария Э.; Хартманн, Ли; Аллен, Лори ; Эспайя, Катрин ; Эрнан, Рамирес (2014). «Спектроскопическая перепись в молодых звездных регионах: скопление σ Ориона». Астрофизический журнал . 794 (1): 36. arXiv : 1408.0225 . Бибкод : 2014ApJ...794...36H . дои : 10.1088/0004-637X/794/1/36 . S2CID   118624280 .
  36. ^ Струве, Фридрих Георг Вильгельм; Коупленд, Ральф; Линдси, Джеймс Людовик (1876). «Таблица Струвеса (переработанная)». Публикации обсерватории Дун Эхт . 1 : 1. Бибкод : 1876PODE....1....1S .
  37. ^ Кабальеро, Дж. А.; Бежар, VJS; Реболо, Р.; Эйслёффель, Дж.; Сапатеро Осорио, MR; Мундт, Р.; Баррадо-и-Наваскес, Д.; Бихайн, Г.; Бэйлер-Джонс, Калифорния; Форвей, Т.; Мартин, Э.Л. (1 августа 2007 г.). «Субзвездная функция масс в σ Ориона. II. Оптическая, ближняя инфракрасная и IRAC/Спитцер-фотометрия молодых коричневых карликов скопления и объектов планетарной массы» . Астрономия и астрофизика . 470 : 903–918. arXiv : 0705.0922 . Бибкод : 2007A&A...470..903C . дои : 10.1051/0004-6361:20066993 . ISSN   0004-6361 .
  38. ^ Баррадо-и-Наваскес, Д.; Сапатеро Осорио, MR; Бежар, VJS; Реболо, Р.; Мартин, Э.Л.; Мундт, Р.; Бэйлер-Джонс, Калифорния (01 октября 2001 г.). «Оптическая спектроскопия изолированных объектов планетарной массы в скоплении σ Ориона» . Астрономия и астрофизика . 377 : L9–L13. arXiv : astro-ph/0108249 . дои : 10.1051/0004-6361:20011152 . ISSN   0004-6361 .
  39. ^ Пенья Рамирес, К.; Сапатеро Осорио, MR; Бежар, VJS (01 февраля 2015 г.). «Характеристика известных карликов Т-типа в направлении скопления σ Ориона» . Астрономия и астрофизика . 574 : А118. arXiv : 1411.3370 . Бибкод : 2015A&A...574A.118P . дои : 10.1051/0004-6361/201424816 . ISSN   0004-6361 .
  40. ^ Шольц, Александр; Джаявардхана, Рэй (1 января 2008 г.). «Пыльные диски в нижней части начальной функции массы» . Астрофизический журнал . 672 : Л49. arXiv : 0711.2510 . Бибкод : 2008ApJ...672L..49S . дои : 10.1086/526340 . ISSN   0004-637X .
  41. ^ Кабальеро, Дж.А.; Мартин, Эль; Добби, доктор медицинских наук; Баррадо И. Наваскес, Д. (1 декабря 2006 г.). «Действительно ли изолированные объекты планетарной массы изолированы? Кандидат в систему коричневый карлик-экзопланета в скоплении σ Ориона» . Астрономия и астрофизика . 460 : 635–640. arXiv : astro-ph/0608659 . Бибкод : 2006A&A...460..635C . дои : 10.1051/0004-6361:20066162 . ISSN   0004-6361 .
  42. ^ Маркони, М.; Молинаро, Р.; Боно, Дж.; Петржинский, Г.; Гирен, В.; Пилецкий, Б.; Стеллингверф, РФ; Грачик, Д.; Смолец Р.; Конорски, П.; Сухомска, К.; Горский, М.; Карчмарек, П. (2013). «Затменная двойная цефеида OGLE-LMC-CEP-0227 в Большом Магеллановом Облаке: моделирование пульсаций света и кривых лучевой скорости». Письма астрофизического журнала . 768 (1): Л6. arXiv : 1304.0860 . Бибкод : 2013ApJ...768L...6M . дои : 10.1088/2041-8205/768/1/L6 . S2CID   119194645 .
  43. ^ Кабальеро, Дж. А. (2005). «Звезда сверхмалой массы и субзвездное образование в σ Ориона». Астрономические новости . 326 (10): 1007–1010. arXiv : astro-ph/0511166 . Бибкод : 2005AN....326.1007C . дои : 10.1002/asna.200510468 . S2CID   16515794 .
  44. ^ «MAST: Архив космических телескопов Барбары А. Микульски» . Научный институт космического телескопа . Проверено 26 сентября 2022 г.
  45. ^ Ходапп, Клаус В.; Изерлоэ, Кристоф; Стеклум, Брингфрид; Краббе, Альфред (2009). «σ Orionis IRS1 a и B: двоичный файл, содержащий проплид». Письма астрофизического журнала . 701 (2): Л100. arXiv : 0907.3327 . Бибкод : 2009ApJ...701L.100H . дои : 10.1088/0004-637X/701/2/L100 . S2CID   18151435 .
  46. ^ Оксендорф, Б.Б.; Кокс, Нью-Джерси; Крайт, С.; Сальгадо, Ф.; Берне, О.; Бернард, JP; Капер, Л.; Тиленс, AGGM (2014). «Дуновение ветра: волна пыли вокруг σ Ориона AB». Астрономия и астрофизика . 563 : А65. arXiv : 1401.7185 . Бибкод : 2014A&A...563A..65O . дои : 10.1051/0004-6361/201322873 . S2CID   59022322 .
  47. ^ Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (2021). « Ранние данные Gaia , выпуск 3: Краткое изложение содержания и свойств исследования» . Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID   227254300 . (Ошибка: дои : 10.1051/0004-6361/202039657e ) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  48. ^ Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (2021). « Ранние данные Gaia , выпуск 3: Краткое изложение содержания и свойств исследования» . Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID   227254300 . (Ошибка: дои : 10.1051/0004-6361/202039657e ) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  49. ^ Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (2021). « Ранние данные Gaia , выпуск 3: Краткое изложение содержания и свойств исследования» . Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID   227254300 . (Ошибка: дои : 10.1051/0004-6361/202039657e ) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  50. ^ Бэйлер-Джонс, Калифорния; Рыбицкий, Дж.; Фуэно, М.; Демляйтнер, М.; Андре, Р. (2021). «Оценка расстояний по параллаксам. V. Геометрические и фотогеометрические расстояния до 1,47 миллиарда звезд в ранних данных Gaia, выпуск 3» . Астрономический журнал . 161 (3): 147. arXiv : 2012.05220 . Бибкод : 2021AJ....161..147B . дои : 10.3847/1538-3881/abd806 . S2CID   228063812 .
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Sigma_Orionis&oldid=1229499492"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 4b2d5088eefd18a635b14b65cf624166__1718587020
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/4b/66/4b2d5088eefd18a635b14b65cf624166.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Sigma Orionis - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)