Sigma Orión

Sigma Orion (σ Orion, Sigma Orionis, σ Orionis , abreviado Sigma Ori, σ Ori ) es una estrella múltiple en la constelación ecuatorial de Orión , que consta de los miembros más brillantes de un cúmulo estelar abierto joven . Se encuentra en la parte oriental del Cinturón de Orión , al suroeste de Alnitak y al oeste de la Nebulosa Cabeza de Caballo , que ilumina parcialmente. Sigma Orion tiene una magnitud estelar aparente de +3,80 m y, según la escala de Bortl , es visible a simple vista incluso en el cielo del centro de la ciudad .  

A partir de las medidas de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [2] , se sabe que la estrella está a unos 1263,28 al  . años ( 387,51  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al sur de 88°N. sh. , es decir, es visible en casi todo el territorio de la Tierra habitada , a excepción de las regiones polares del Ártico . El mejor momento para la observación es diciembre [29] .

La velocidad espacial promedio de Sigma Orion tiene componentes (U, V, W)=(-25.4, −16.7, −3.8) [30] , lo que significa que U= −25.4  km/s (alejándose del centro galáctico ), V = −16,7  km/s (moviéndose contra la dirección de rotación galáctica) y W= −3,8  km/s (moviéndose hacia el polo sur galáctico ).

Sigma Orión se mueve bastante rápido en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es de 29  km/s [29] , que es casi 3 veces la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella se está alejando. del sol _ En el cielo, la estrella se mueve hacia el noreste [31] .

Nombre de la estrella

La Sigma de Orión ( lat. Sigma Orionis ) se conoce desde la antigüedad, pero no se incluyó en el Almagesto de Ptolomeo [32] . Fue mencionada por Al Sufi , pero no figura oficialmente en su catálogo [33] . En tiempos más modernos, su brillo fue medido por Tycho Brahe y la estrella fue incluida en su catálogo. En la reedición ampliada del catálogo de Kepler , se la describió como " lat. Quae ultimam baltei praecedit ad austr " (frente a la parte más externa del cinturón hacia el sur) [34] . Luego fue incluida en 1603 por Johann Bayer en su " Uranometría " como una sola estrella, denotada por la letra griega σ ( sigma ). Aunque la letra en sí es la decimoctava consecutiva en el alfabeto griego , la estrella en sí es la decimoquinta más brillante de la constelación . Bayer lo describió como " lat. in ene, prima " (el primero en la espada ) [35] . Además, la Sigma de Orion tiene la designación dada por J. Flamsteed  - 48 Orion ( lat . 48 Orionis , 48 ​​​​Ori ) [31] .      

Designaciones de componentes como Sigma Orion Aa, Ab; AB; A B C; AB-D; AB-E; AB-F; AB-H; AB-I; A B C; Ca,Cb; CORRIENTE CONTINUA; Ea,Eb; CE; DE; Ha,Hb y Ja,Jb se derivan de la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) para sistemas estelares y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) [36] .

Propiedades del sistema Sigma Orion

Cúmulo Sigma Orión

El cúmulo Orion Sigma es parte de la asociación Orion OB1b , comúnmente conocida como el Cinturón de Orión . El cúmulo no fue reconocido hasta 1996, cuando se descubrió una población de estrellas de secuencia principal alrededor de las estrellas de Sigma Orión. Desde entonces, ha sido estudiado de cerca debido a la proximidad del cúmulo y la falta de extinción interestelar . Se ha calculado que la formación de estrellas en el cúmulo comenzó hace 3 millones de años, el propio cúmulo se extiende hasta aproximadamente 360  ​​pc [15] .

En la región central del cúmulo , de cinco minutos de arco de tamaño , son visibles cinco estrellas particularmente brillantes, etiquetadas de A a E en orden de distancia desde el componente más brillante de Sigma Orion A. El par AB más cercano está a 0.2-0.3  " de distancia de él. , y fue descubierto usando un telescopio de 12 pulgadas [37] . La fuente de infrarrojos y radio , IRS1, está a 3,3  " de distancia de Sigma Orion A. También hay una fuente variable de rayos X , que se supone que es una estrella T Tauri [38] .

El cúmulo incluye una serie de otras estrellas de tipo espectral A o B [15] [39] :

• HD 37699 es una gigante azul de tipo espectral B5, bastante distante del cúmulo, en las inmediaciones de la Nebulosa Cabeza de Caballo ;
• HD 37525 es una estrella de secuencia principal B5 y una binaria espectroscópica ;
• HD 294271 es un objeto estelar B5 joven con dos compañeros de baja masa;
• HD 294272 es una estrella binaria que contiene dos objetos estelares jóvenes de tipo espectral B;
• HD 294272 es una estrella binaria que contiene dos objetos estelares jóvenes de tipo espectral B;
• HD 37333 es una peculiar estrella de secuencia principal A1 ;
• HD 37564 es un objeto estelar joven de tipo espectral A8;
• V1147 Orionis es una gigante azul de clase espectral B9.5 y una estrella variable de tipo α² Canis Hounds ;
• HD 37686 es una estrella de secuencia principal B9.5 cercana a HD 37699;
• HD 37545 es una estrella de secuencia principal remota de tipo espectral B9 ;
• HD 294273 es un objeto estelar joven de tipo espectral A8;
• 2MASS J05374178-0229081 es un objeto estelar joven de tipo espectral A9;
• HD 294271 y HD 294272 forman la estrella "doble" Struve 762 (Struve 761 o STF 761). A un minuto de arco de Sigma Orion hay una estrella también conocida como Struve 762 [40] .

Se han encontrado más de otros 30 miembros probables del cúmulo dentro de un minuto de arco de la estrella central, en su mayoría enanas marrones y objetos de masa planetaria como S Orionis 70 , así como las jóvenes enanas rojas 2MASS J05384746-0235252 y 2MASS J05384301- 0236145 [38] . Un total de varios cientos de objetos de baja masa se consideran miembros del cúmulo, incluidas unas cien estrellas de clase M medidas espectroscópicamente , unas 40 estrellas de clase K y varios objetos de clase espectral G y F. Muchos están agrupados en el núcleo central, pero hay un halo de objetos asociados, dispersos a una distancia de más de 10 minutos de arco [39] .

Propiedades de un sistema múltiple

Parámetro		Sentido
Período	PAGS	143,2002 ± 0,0024  d.
eje mayor	a	~ 360
Excentricidad	mi	0,77896 ± 0,00043
Estado animico	i	~ 56.378±0.085  °

Aunque Sigma Orionis Aa y Sigma Orionis Ab no pueden detectarse directamente con telescopios convencionales de un solo espejo, sus respectivas magnitudes visuales se han calculado en 4,61 m y 5,20 m [7] . Los dos componentes de Sigma Orion A se han resuelto interferométricamente utilizando el interferómetro CHARA , y la combinación de observaciones visuales e interferométricas proporciona una órbita muy precisa [2] . Sigma Orionis Aa y Sigma Orionis Ab son un par cercano de binarios espectroscópicos que están separados entre sí por una distancia angular de 0.004286  ″ [2] , que corresponde al semieje mayor de la órbita entre compañeros de al menos 1.67  AU. y un período de rotación de 143  días [2] .

La órbita tiene una excentricidad muy grande , que es igual a 0,78 [2] . Así, en el proceso de rotación una alrededor de la otra, las estrellas se aproximan a una distancia de 0,39  UA. (es decir, en la órbita de Mercurio ), luego se retiran a una distancia de 2,97 UA  . E. (es decir, a la parte exterior del cinturón principal de asteroides , y más concretamente a la órbita del asteroide Hesperia ). La inclinación del sistema no es muy grande y asciende a 56,378° [2] visto desde la Tierra .

Si miramos de Sigma Orion Aa a Sigma Orion Ab, entonces veremos una estrella blanco-azulada que brilla con un brillo de −33,20 m , es decir, con un brillo de 382 soles (en promedio, dependiendo de la posición del estrella en órbita). Además , el tamaño angular de la estrella (en promedio) será - ~ 1,53 ° [b] , es decir, el tamaño angular de la estrella será 3 veces mayor que el tamaño angular de nuestro Sol. Si miramos desde el lado de Sigma Orion Ab a Sigma Orion Aa, entonces veremos una estrella azul que brilla con un brillo de −33,79 m , es decir, con un brillo de 658 soles (en promedio, dependiendo de la posición de la estrella en órbita). Además , el tamaño angular de la estrella (en promedio) será - ~ 1,79 ° [b] , es decir, el tamaño angular de la estrella será 3,57 veces mayor que el tamaño angular de nuestro Sol. Los parámetros más precisos de las estrellas se dan en la tabla:

	En periastro ( 0.39  AU )				En apoaster ( 2.97  AU )
	metro		D° [b]		metro		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 es la magnitud estelar aparente ;  - luminosidad, expresada en luminosidades del Sol ; D° es el diámetro angular de la estrella expresado en grados ;  — el diámetro de la estrella expresado en diámetros angulares del radio solar (el diámetro angular del Sol  es 0,5°);

Sigma Orioni A y Sigma Orioni B son un par ancho de estrellas que están separadas entre sí por una distancia angular de 0.2629"  ″ [2] , que corresponde a un eje semi-mayor de la órbita entre las compañeras de al menos 92.568  AU y un periodo de rotación de 159.896  años [2] .La órbita tiene una excentricidad casi nula , que es igual a 0.024 [ 2] .La inclinación en el sistema es muy grande y asciende a 172.1° [2] , es decir, la estrella gira en una órbita retrógrada vista desde la Tierra . Las inclinaciones de las dos órbitas se conocen con suficiente precisión para calcular su inclinación relativa. Los dos planos orbitales están dentro de los 30° del plano ortogonal , siendo la órbita interna directa y la externa retrógrada. Aunque algo inusual, esta situación no es infrecuente en los sistemas ternarios [2] .

Si miramos de Sigma Orion A a Sigma Orion B, veremos una estrella blanco-azulada que brilla con un brillo de −24,41 m , es decir, con un brillo de 0,12 soles . Además , el tamaño angular de la estrella será - 103.68 " [b] . Por otro lado, si miramos desde el lado de Sigma Orion B a un par de estrellas Sigma Orion A, veremos una estrella azul que brilla con un brillo de -25,07 m , es decir, con un brillo de 0,21 soles , junto a la cual hay una estrella azul-blanca y que brilla con un brillo de -24,48 m , es decir, con un brillo de 0,12 soles ... Además , el tamaño angular de la primera estrella será - ~ 115,2 " [b] (6,4% del tamaño angular del Sol ), y el segundo ~ 100,8 " [b] (5,5% del tamaño angular del Sol ) En este caso, la distancia angular máxima entre las estrellas será de ~2°.

Sigma Orion muestra variabilidad: durante las observaciones, el brillo de la estrella cambia en 0,06 m de 3,75 m a 3,81 m , con un período indeterminado, el tipo de variable también es indeterminado [6] . La estrella tiene una designación característica de las estrellas variables NSV 16610 .

Cálculo de masas

Las masas de estas tres estrellas componentes se pueden calcular usando:

• el cálculo espectroscópico de la gravedad superficial y, por tanto , de la masa espectroscópica ;
• comparaciones de modelos evolutivos con propiedades físicas observadas para determinar la masa evolutiva , así como la edad de las estrellas;
• determinación de la masa dinámica a partir de los movimientos orbitales de las estrellas.

Las masas espectroscópicas encontradas para cada componente de Sigma Orion tienen grandes márgenes de error, pero las masas dinámicas y espectroscópicas se consideran con una precisión de aproximadamente 1  , y las masas dinámicas de los dos componentes de Sigma Orion A se conocen con una precisión de 0,25  . Sin embargo, las masas dinámicas siguen siendo mayores que las masas evolutivas y mayores que sus márgenes de error, lo que indica un problema sistémico [2] [7] . Este tipo de discrepancia en el cálculo de masas es un problema común y de larga data que ocurre en muchas estrellas [41] .

La edad de las estrellas y su posterior evolución

La comparación de las propiedades físicas observadas o calculadas de cada estrella con las trayectorias evolutivas teóricas de las estrellas permite estimar la edad de la estrella. La edad estimada de los componentes Aa, Ab y B es 0,3+1,0
−0,3 millones de años [7] , 0.9+1,5
−0,9 millones de años [7] y 1,9+1.6
-1.9 millones de años [7] , respectivamente. Dentro de sus grandes errores, todos ellos pueden considerarse nacidos al mismo tiempo, aunque en este caso este hecho es más difícil de conciliar con la edad estimada del cúmulo Sigma Orion de 2-3  millones de años [2] . Se sabe que las estrellas con una masa de 18  [7] viven en la secuencia principal durante 3,0  millones de años , por lo que pronto la componente Aa explotará primero como una supernova e incluso puede expulsar la componente B [42] del sistema Sigma Orion ( el componente "B" vivirá en la secuencia principal durante 6,18  millones de años y explotará a continuación en 3,18  millones de años ). Lo más probable es que el componente "Ab" sea expulsado del sistema de la misma manera, que vivirá en la secuencia principal durante 7,6  millones de años y explotará a continuación en 4,6  millones de años .

Propiedades del componente Aa

Sigma Orion Aa es una estrella enana de tipo espectral O9.5V [8] , lo que también indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella sirve como "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal .

La masa de la estrella es 18  [7] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 35.000  K [7] , lo que le da su característico color azul. Su luminosidad es 41 700  [7] .

Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente y el primer intento de este tipo se realizó en 1922. Dado que la estrella es binaria, aparentemente se midió el radio del componente más brillante. Los datos sobre esta medida se dan en la tabla:

Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _	Com.
1922	3.78	B0	0.6	8.1	[43]
1979	3.81	09.5V	0.22	7.0	[44]
mil novecientos ochenta y dos	3.81	09.5V	0.21	—	[45]

Su radio se estima actualmente en 5,6  [7] . Así, la medida de 1979 fue la más adecuada, pero imprecisa, el radio fue subestimado en un 20%. La estrella tiene una gravedad superficial característica de una enana evolucionada de 4,20  CGS [7] o 158,5 m/s² , es decir, es el 58% del valor solar ( 274,0 m/s² ).

Orión Sigma Aa gira a una velocidad de al menos 67,5 veces la del sol e igual a 135  km/s [7] , lo que le da a la estrella un período de rotación de al menos 2,16  días .

Propiedades del componente Ab

Sigma Orionis Ab, a juzgar por su masa, que es igual a 13  [7] , debería ser una estrella enana de tipo espectral B1V [46] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 31.000  K [7] (esta temperatura es algo elevada para su clase espectral , que se caracteriza por temperaturas de 25.400  K [46] ), lo que le confiere un característico color azulado. el color blanco. Su luminosidad es de 18 600  [7] . Su radio se estima actualmente en 4,8  [7] . Sigma Orionis Ab gira a una velocidad de al menos 17,5 veces la del Sol e igual a 35  km/s [7] , lo que le da a la estrella un período de rotación de al menos 7,13  días .

Propiedades del Componente B

El espectro del componente B, la estrella exterior del triple estelar , no se puede detectar directamente. La contribución de luminosidad de Sigma Orion B se puede medir y es probable que sea una enana B0.5V [ 8 ] . También indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella sirve como "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . Su magnitud visual de 5,27 m [11] es similar a Sigma Orionis Ab y, por lo tanto, debería ser fácilmente visible, pero se supone que sus líneas espectrales están muy expandidas y son invisibles contra el fondo de las otras dos estrellas [7] . La órbita del componente B se calculó con precisión utilizando las matrices NPOI y el interferómetro CHARA . Los cálculos de la órbita de tres estrellas dan una paralaje mucho más precisa que la de Hipparcos [2] .

La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 29.000  K [7] , lo que le confiere el color blanco azulado característico de una estrella de tipo espectral B. La masa de la estrella es 14  [7] .

El radio de la estrella es bastante normal para una estrella de su tipo espectral y es casi igual a Sigma Orionis Ab: 5.0  [7] . La luminosidad de la estrella es 15 800  [7] .

Orión Sigma B gira a una velocidad casi igual a la de su compañera e igual a 250  km/s [7] , lo que le da a la estrella un período de rotación de al menos 1,04  días .

Propiedades del componente C

El miembro más débil de Sigma Orionis es el componente C. Está incluido en el sistema Sigma Orioni porque se encuentra a una pequeña distancia angular de la estrella triple central. Además, la estrella está a una distancia de al menos 3661  UA. [47] . En 2018, luego de la misión Gaia , se supo que el valor de paralaje de la estrella es de 2,3674 ± 0,0883 [13] , y esto implica una distancia a la estrella igual a 1377  sv. años , es decir, la componente C es una estrella de fondo.

Es una estrella de secuencia principal de tipo espectral A2V . A juzgar por su masa, que es igual a 2,7  [15] , la estrella nació en el límite de las clases A y B y actualmente irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 8820  K [48] , lo que le da un característico color blanco-amarillo. Su radio se estima actualmente en 1,78  [48] . Su luminosidad , basada en la ley de Stefan-Boltzmann, es de 17,17  .

Sigma Orionis C tiene un débil compañero separado por 2  segundos de arco , denominado Cb [49] o MAD-4 [38] . El componente Cb es cinco magnitudes más débil que Sigma Orionis Ca en longitudes de onda infrarrojas , y tiene una magnitud de 14,07 m en la banda K infrarroja , y es probable que sea una enana marrón [38] .

Propiedades del componente D

El componente D también se incluye en Sigma Orionis porque se encuentra a una pequeña distancia angular de la estrella triple central: 13  segundos de arco . La estrella también está al menos a 4680  UA de distancia. [47] . En 2018, después de la misión Gaia , se supo que el valor de paralaje de la estrella es de 2,2935 ± 0,0790  mas [16] , y esto implica una distancia a la estrella igual a 1421  sv. años , es decir, la componente D es una estrella de fondo.

El componente es una estrella de secuencia principal de tipo espectral B2V [15] , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella sirve como "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal .

La estrella tiene una masa de 6,8  [18] y actualmente irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 21.500  K [18] , lo que le da su característico color blanco azulado. Su radio se estima actualmente en 5,33  [46] . Su luminosidad , basada en la ley de Stefan-Boltzmann, es 5439  .

El tamaño, la temperatura y el brillo del componente D son muy similares al sistema Sigma Orion E, pero no muestra ninguna característica espectral inusual o variabilidad de esta estrella.

Propiedades del componente E

El componente E es una estrella variable inusual , clasificada como una variable de tipo SX Aries y también tiene la designación característica de las estrellas variables V1030 Orioni . La componente es rica en helio, tiene un fuerte campo magnético y experimenta variaciones de brillo de 6,61 m a 6,71 m en el primer período y hasta 6,77 m [50] en el segundo período durante el período de rotación de la estrella, que es de 1,19 días. Se cree que la variabilidad se debe a cambios a gran escala en el brillo de la superficie causados ​​por el campo magnético . El período de rotación se ralentiza debido al frenado magnético [21] . El campo magnético varía mucho de −2300 a +3100 gauss , de acuerdo  con las variaciones en el brillo y el período de rotación probable de la estrella. Para producir tales cambios se requiere un dipolo magnético de al menos 10.000  gauss . Con un brillo mínimo, aparece un espectro envolvente, atribuido a las nubes de plasma que orbitan sobre la fotosfera . La mejora del helio en el espectro puede deberse al hecho de que el hidrógeno se captura predominantemente en la dirección de los polos magnéticos, dejando un exceso de helio cerca del ecuador [51] .

El componente E también se incluye en Sigma Orionis porque se encuentra a una pequeña distancia angular de la estrella triple central: 41  segundos de arco . La estrella también está al menos a 15 000  UA de distancia. [47] . Ya en 1999, se sugirió que Sigma Orionis E podría ser más grande y más antigua que los otros miembros del grupo, después de modelar su edad y tamaño evolutivos [18] . De hecho, en 2018, después de la misión Gaia , se supo que el valor de paralaje de la estrella es de 2,2801 ± 0,0955  mas [20] , y esto implica una distancia a la estrella igual a 1430  sv. años , es decir, la componente E es una estrella de fondo.

El componente E es una estrella de secuencia principal de tipo espectral B2Vpe [21] , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella sirve como "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal , también indica un espectro peculiar (hay son irregularidades), y también apunta a las líneas de emisión en el espectro de la estrella.

La estrella tiene una masa de 8,3  [21] y actualmente irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 22.500  K [21] , lo que le da su característico color blanco azulado. Su radio se estima actualmente en 5,33  [46] . Su luminosidad , basada en la ley de Stefan-Boltzmann, es 6523  .

Sigma Orionis E tiene un compañero débil a unos 0,3  segundos de arco de distancia . Es aproximadamente 5 magnitudes más débil que el primario, también es rico en helio y en longitudes de onda infrarrojas tiene una magnitud de 10-11 m en la banda K infrarroja . Se supone que se trata de una estrella con una masa baja de 0,4-0,8 [  38] .

Sigma Orionis IRS1

La fuente infrarroja IRS1 está cerca de Sigma Orion A. Se ha resuelto en un par de objetos de baja masa, proplidos y un posible tercer objeto. El objeto más brillante tiene el tipo espectral M1, una masa de alrededor de 0,5  , y parece una estrella de baja masa relativamente normal. El objeto más débil es muy inusual y muestra un espectro de absorción intermedio de M7 o M8 con líneas de emisión de hidrógeno y helio. La interpretación es que se trata de una enana marrón incrustada en un proplyd que está siendo vaporizado por la luz de Sigma Orion A. La emisión de rayos X de IRS1 sugiere un disco de acreción alrededor de una estrella T Tauri , pero no está claro cómo podría hacerlo. encajar en el escenario proplyd [52] .

Ola de polvo

Las imágenes infrarrojas muestran un arco de polvo prominente centrado en Sigma Orionis AB. Se encuentra a una distancia angular de unos 50 segundos  de arco de una estrella O , a una distancia de aproximadamente ( 0,1  pc ). Apunta hacia IC434, la Nebulosa Cabeza de Caballo , en línea con el movimiento cósmico de la estrella. Las manifestaciones externas son similares al arco de choque , pero el tipo de radiación muestra que no se trata de un arco de choque. La radiación infrarroja observada , que alcanza un máximo de unas 45 micras, puede modelarse mediante dos cuerpos negros , uno emitiendo a 68  K y el otro a 197  K. Se cree que son producidos por dos granos de polvo de diferentes tamaños.

Se supone que el material del arco de polvo se obtuvo por evaporación bajo la influencia de la luz de una nube molecular alrededor de la Nebulosa Cabeza de Caballo. El polvo se separa del gas, que lo aleja de la nube molecular por la presión de la radiación electromagnética de las estrellas calientes en el centro del cúmulo Sigma Orión. El polvo se acumula en un área más densa, que se calienta y forma una forma infrarroja visible.

El término "onda de polvo" se aplica cuando el polvo se acumula pero el gas no se ve afectado en gran medida, en contraste con el " choque de proa " cuando el polvo y el gas se detienen. Las ondas de polvo ocurren cuando el medio interestelar es lo suficientemente denso y el viento estelar es lo suficientemente débil como para que la distancia de arrastre del polvo sea mayor que la distancia de arrastre en el arco de choque. Obviamente, esto sería más probable para las estrellas de movimiento lento, pero las estrellas radiantes de movimiento lento pueden no tener tiempos de vida lo suficientemente largos como para producir un arco de choque . Las estrellas O tardías con baja luminosidad normalmente deberían generar arcos de choque si este modelo es correcto [53] .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En 1776, Christian Maier describió a σ Orionis como una estrella triple después de ver los componentes AB y E y sospechó que también había otros componentes en este sistema.

En 1831, V. Ya. Struve , publicó su catálogo (que luego fue actualizado en 1777 y 1779), descubrió la estrella séxtuple Sigma Orion, es decir, descubrió los componentes AB-C, AB-D, AB-E, DC, EC, ED, la estrella misma fue incluida en los catálogos como STF 762 [c] . En 1833, V. Ya. Struve , actualizando su catálogo y basándose en los registros de 1823, descubrió la estrella séptuple Sigma Orion, es decir, descubrió las componentes AB-F, la estrella fue incluida en los catálogos como STF3135 [d] . En 1852, J. South y D. Herschel , basándose en registros de 1823, descubrieron la Sigma Orión nueve veces mayor, es decir, descubrieron las componentes AB-H y AB-I y la estrella fue incluida en los catálogos como SHJ 65 [e ] . En 1888, S. Burnham descubrió la naturaleza dual del componente AB y la estrella se incluyó en los catálogos como BU 1032 [f] . S. Burnham informó que σ Orioni A y B eran estrellas binarias muy cercanas , aunque varios observadores posteriores no pudieron confirmar este descubrimiento. En la segunda mitad del siglo XX se resolvió la órbita de σ Orión A/B y en ese momento era una de las estrellas más múltiples conocidas (diez veces) [10] .

En 2001, el astrónomo estadounidense N. Turner y otros ( Ing.  Turner NH ) descubrieron la estrella once veces Sigma Orioni , es decir, descubrieron las componentes AB-G, la estrella fue incluida en los catálogos como TRN 19 [g] . En 2003, el astrónomo español Caballero ( español :  Caballero JA ) descubrió la naturaleza dual de los componentes C y H. La estrella fue incluida en los catálogos como CAB 26 [h] . En 2004, el astrónomo Bouy H. et  al descubrió la naturaleza binaria de la componente J y la estrella fue catalogada como BOY 24 [i] .

Ya en 1904, se descubrió que σ Orion A tenía una velocidad radial variable , lo que se cree que indica un binario espectroscópico con una sola línea [54] . Las líneas espectrales de la estrella secundaria eran muy poco visibles y, a menudo, no eran visibles en absoluto, posiblemente porque se expandieron por la rápida rotación. Hubo confusión acerca de si el estado espectroscópico-binario indicado en realidad se refería al compañero visual conocido B. Finalmente, en 2006, el astrónomo Nordgren T. et al .  [j] , por lo que se confirmó que el sistema era ternario, con un par espectroscópico interno y un compañero visual más amplio [10] . El par interior se resolvió interferométricamente en 2013 [55] .

El componente E fue identificado como una estrella rica en helio en 1956 [14] con una velocidad radial variable , que fue descubierta en 1959 y que indicaba su dualidad [56] . Además, las características de radiación variable del componente se descubrieron en 1974 [57] , con un campo magnético anormalmente fuerte , que se descubrió en 1978 [51] . También se descubrió en 1977 [58] que la estrella es una variable fotométrica y se clasifica formalmente como una estrella variable tipo SX Aries , que se descubrió en 1979 [59] . En 2007, el astrónomo ruso D. A. Rastegaev y otros descubrieron la naturaleza dual de la componente E utilizando métodos de interferometría moteada y la estrella fue incluida en los catálogos como RAS 22 [k] .

En 1996, se identificó un gran número de estrellas de baja masa anteriores a la secuencia principal en la región del Cinturón de Orión [60] . Se encontró que una agrupación cercana similar se encontraba alrededor de Sigma Orion [61] . Se ha encontrado un gran número de enanas marrones en la misma región ya la misma distancia que las brillantes estrellas de Orión [62] . Los objetos ópticos, infrarrojos y de rayos X del cúmulo, incluidos 115 miembros que se encuentran en la misma dirección, se incluyeron en el catálogo de Mayrit con un número de serie, excepto la estrella central, que se incluyó simplemente como Mayrit AB [63] .

Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [11] [64] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella Sigma Orion tiene al menos dos satélites:

• el componente Aa,Ab es una estrella en una órbita elíptica de 143 días;
• la componente AB es una estrella de quinta magnitud ubicada a una distancia angular de 0,3  segundos de arco , y tal distancia sugiere un semieje mayor de la órbita entre compañeras de al menos 91,1  AU. y un período de revolución de al menos 156.700  años [47] ;
• la componente AB,C es una estrella de novena magnitud ubicada a una distancia angular de 11,6  segundos de arco , y tal distancia sugiere un semieje mayor de la órbita entre compañeras de al menos 3660,9  AU. y un período orbital de al menos 39.767  años [47] , pero lo más probable es que sea una estrella de fondo;
• la componente AB,D es una estrella de séptima magnitud ubicada a una distancia angular de 12,9  segundos de arco , y tal distancia sugiere un semieje mayor de la órbita entre compañeras de al menos 5181,7  AU. y un período orbital de al menos 66.966  años [47] , pero lo más probable es que sea una estrella de fondo;
• la componente AB,E es una estrella de sexta magnitud situada a una distancia angular de 41,5  segundos de arco , y tal distancia sugiere un semieje mayor de la órbita entre compañeras de al menos 12.993  AU. y un período orbital de al menos 265.894  años [47] , pero lo más probable es que sea una estrella de fondo;
• para componentes AB, F - una estrella de magnitud 8, ubicada a una distancia angular de 208.0  segundos de arco , AB, G - una estrella de magnitud 12, ubicada a una distancia angular de 3.2  segundos de arco , AB, H - estrellas de la octava magnitud, ubicada a una distancia angular de 306,9  segundos de arco y AB, I - una estrella de octava magnitud, ubicada a una distancia angular de 524,7  segundos de arco , no se detectó movimiento orbital mutuo;
• los componentes Cb, Eb, Hb, Jb son posiblemente, si es que están en el sistema Orion Sigma, enanas marrones o rojas ;
• los componentes DC, EC, ED pueden ser estrellas binarias con una enana como compañera.

Notas

1. ↑ 1 2 3 La magnitud absoluta se calcula con la fórmula: , donde es la magnitud aparente, es la distancia al objeto en pc , 10 pc
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a. ej .; d S es la distancia a la estrella, expresada en a. mi.
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