Википедија

Сигма Орион

Сигма Орион или Сигма Ори (Sigma Orionis, σ Orionis; Sigma Ori, σ Ori) ― повеќекратен ѕвезден систем во соѕвездието Орион, кој се состои од најсветлите членови на младото расеано јато. Се наоѓа на источниот крај на појасот, југозападно од Алнитак и западно од маглината Коњска Глава која делумно ја осветлува. Комбинираната осветленост на составните ѕвезди е со светлинска величина 3,80.

σ Орион
Местоположба на σ Орион (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Орион
Ректасцензија 05ч 38м &1000000000000042000000042,0с[1]
Деклинација −2° 36′ &1000000000000000000000000″[1]
Прив. величина (V) A: 4.07[2]
B: 5.27
C: 8.79
D: 6.62
E: 6.66 (6.61 - 6.77[3])
Особености
{{{компонента}}}
Спектрален тип O9.5V + B0.5V[4]
U−B Боен показател −1.02[5]
B−V Боен показател −0.31[5]
{{{компонента}}}
Спектрален тип A2 V[6]
U−B Боен показател −0.25[7]
B−V Боен показател −0.02[7]
{{{компонента}}}
Спектрален тип B2 V[6]
U−B Боен показател −0.87[8]
B−V Боен показател −0.17[8]
{{{компонента}}}
Спектрален тип B2 Vpe[9]
U−B Боен показател −0.84[10]
B−V Боен показател −0.09[10]
Променлив тип SX Овен[3]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)−29.45 ± 0.45[11] км/с
Паралакса (π)AB: 3.04 ± 8.92[12] mas
D: 6.38 ± 0.90[12] млс
Оддалеченост387.51 ± 1.32[13] пс
Апсолутна величина (MV)−3.49 (Aa)
−2.90 (Ab)
−2.79 (B)[14]
Орбита[13]
ГлавнаAa
ПридружникAb
Период (P)143.2002 ± 0.0024 денови
Голема полуоска (a)0.0042860"
(~360 R☉[15])
Занесеност (e)0.77896 ± 0.00043
Наклон (i)~56.378 ± 0.085°
Полузамав (K1)
(главна)		72.03 ± 0.25 км/с
Полузамав (K2)
(споредна)		95.53 ± 0.22 км/с
Орбита[13]
ГлавнаA
ПридружникB
Период (P)159.896 ± 0.005 г.
Голема полуоска (a)0.2629 ± 0.0022"
Занесеност (e)0.024 ± 0.005
Наклон (i)172.1 ± 4.6°
Податоци [14]
σ Ori Aa
Маса18 M☉
Полупречник5.6 R☉
Површ. грав. (log g)4.20
Сјајност41,700 L☉
Температура35,000 K
Вртежна брзина (v sin i)135 км/с
σ Ori Ab
Маса13 M☉
Полупречник4.8 R☉
Површинска гравитација (log g)4.20
Сјајност18,600 L☉
Температура31,000 K
Вртежна брзина (v sin i)35 км/с
Старост0.9 Мг.
Податоци
σ Ori B
Маса14 M☉
Полупречник5.0 R☉
Површ. грав. (log g)4.15
Сјајност15,800 L☉
Температура29,000 K
Вртежна брзина (v sin i)250 км/с
Податоци [6]
C
Маса2.7 M☉
Податоци [16]
D
Маса6.8 M☉
Површ. грав. (log g)4.3
Температура21,500 K
Вртежна брзина (v sin i)180 км/с
Податоци
E
Маса8.30[9] M☉
Полупречник3.77[9] R☉
Површ. грав. (log g)4,2 ± 0,2[17]
Сјајност3,162[17] L☉
Температура22,500[9] K
Вртење1.190847 days[9]
Вртежна брзина (v sin i)140 ± 10[17] км/с
Други ознаки
Сигма Орион (Sigma Orionis), Сигма Ори, σ Орион, σ Ори, 48 Орион, 48 Ори
Наводи во бази
SIMBAD— σ Ори
— σ Ори C
— σ Ori D
— σ Ori E
— Јато σ Ори

Историја

уреди
 
σ Орион (долно десно) и маглината Коњска Глава. Посветли ѕвезди се Алнитак и Алнилам.

σ Орион е ѕвезда која може да биде видена со голо око, на источниот крај на Орионовиот Појас и е позната уште од антиката, но не била вклучена во делото „Алмагест“ на Птоломеј.[18] Тоа било наведено од Ал Суфи, но не било формално наведено во неговиот каталог.[19] Во посовремени времиња, таа била измерена од Тихо Брахе и вклучено во неговиот каталог. Во наставката на Кеплер таа е опишана како „Quae ultimam baltei praecedit ad austr“. (пред најоддалечениот од појасот, на југ).[20] Потоа била заведена од Јохан Бајер во неговото дело „Уранометрија“ како единечна ѕвезда со грчката буква σ (сигма). Тој го опиша како „in enſe, prima“ (на мечот, прво).[21] Исто така, ѝ била дадена Флемстидовата ознака 48.

Во 1776 година, Кристијан Мајер ја опиша σ Ори како тројна ѕвезда, откако ги видел составните тела AB и E, и се посомневал во друга помеѓу двете. Телото D било потврдена од Фридрих Струве кој исто така додал четврто тело (C), објавен во 1876 година. Во 1892 година, Шербурн Весли Барнам известил дека σ Ори А самиот бил многу близок двојник, иако голем број подоцнежни набљудувачи не успеале да го потврдат тоа. Во втората половина на дваесеттиот век, орбитата на σ Ori A/B била решена и во тоа време била една од најмасивните познати двојни ѕвезди.[22]

σ Ori A била откриено дека има променлива радијална брзина во 1904 година, за која е сметано дека укажува на еднолинирано спектроскопска двојна ѕвезда.[23] Спектралните линии на вторите биле неостварливи и честопати воопшто не биле гледани, можеби затоа што се прошируваат со брзо вртење. Имало збунетост околу тоа дали пријавениот спектроскопски двоѕвезден статус всушност се однесува на познатиот видлив придружник Б. Конечно, во 2011 година, било потврдено дека системот е троен, со внатрешен спектроскопски пар и поширок видлив придружник.[22] Внатрешниот пар бил решен интерферометриски во 2013 година.[15]

σ Ori E бил идентификуван како богат со хелиум во 1956 година, има променлива радијална брзина во 1959 година,[24] има променливи особини на емисија во 1974 година,[25] има ненормално силно магнетно поле во 1978 година,[26] е фотометриски променливо во 1977 година,[27] и формално класифицирана како променлива ѕвезда во 1979 година.[28]

Во 1996 година, голем број на ѕвезди пред главната низа од мала маса, биле идентификувани во регионот на Орионовиот Појас.[29] Откриена е посебна блиска групација која се наоѓа околу σ Орион.[30] Голем број кафеави џуџиња биле пронајдени на истата област и на исто растојание како и светлите ѕвезди во σ Орион.[31] Оптички, инфрацрвени и рендгенски тела во јатото, вклучително и 115 не-членови кои лежат во иста насока, биле наведени во „Мајритовиот каталог“ со тековен број, освен средишната ѕвезда која беше наведена едноставно како Мајрит AB.[32]

Јато

уреди
 
Главните ѕвезди на јатото σ Орион, опишани во текстот, плус:
HD 294268, F6e, веројатен член;
HD 294275, A0;
HD 294297, G0;
HD 294300, ѕвезда G5 T Бик;
HD 294301, A5.

Јатото σ Орион е дел од ѕвезденото здружение Ори OB1b, вообичаено наречено Орионов Појас. Јатото не било признаено до 1996 година, кога било откриено население ѕвезди од пред главната низа околу σ Ори. Оттогаш тој е опширно проучуван поради неговата блискост и недостатокот на меѓуѕвездено изумирање. Пресметано е дека ѕвездообразбата во јатото започнало пред 3 милиони години (ми) и е оддалечен приближно 360 парсеци.[6]

Во средишнаталачна минута на јатото се видливи пет особено светли ѕвезди, означени со A до E според растојанието од најсветлата составен дел на σ Ori A. Најблискиот пар AB се одвоени само со 0,2" - 0,3" но биле откриени со телескоп од 12".[33] Инфрацрвен и радио извор, IRS1, 3,3" од σ Ori A што бил сметан за дамка од небулозност е разделен во две подсончеви ѕвезди. Постои поврзан променлив рендгенски извор за кој се претпоставува дека е ѕвезда од видот Т Бик.[34]

Сметано е дека јатото вклучува голем број други ѕвезди од спектрална класа A или B:[6][35]

  • HD 37699, далечен џин Б5 многу блиску до маглината Коњска Глава
  • HD 37525, ѕвезда од главната низа B5 и спектроскопска двоѕвезда
  • HD 294271, младо ѕвездено тело B5 со два придружници со мала маса
  • HD 294272, двоѕвезден облик која содржи два млади ѕвездени тела од Б класа
  • HD 37333, чудна ѕвезда од главната низа А1
  • HD 37564, млад ѕвездено тело А8
  • V1147 Ori, џин B9.5 и α2 CVn променлива ѕвезда
  • HD 37686, ѕвезда од главната низа B9.5 блиску до HD 37699
  • HD 37545, оддалечена главна низа B9
  • HD 294273, младо ѕвездено тело А8
  • 2MASS J05374178-0229081, младо ѕвездено тело А9

HD 294271 и HD 294272 ја сочинуваат „двојната“ ѕвезда Струве 761 (или STF 761). Тоа е три лачни минути од σ Орион, кој е познат и како Струве 762.[36]

Над 30 други веројатни членови на јатото биле откриени во лак минута од средната, главно кафеави џуџиња и тела со планетарна маса како што е S Ори 60,[37] но вклучувајќи ги и раните М црвени џуџиња: 2MASS J05384746-0235252 и 238243610.[34] Вкупно, сметано е дека неколку стотици тела со мала маса се членови на јатото, вклучувајќи околу сто спектроскопски измерени ѕвезди од класата М, околу 40 ѕвезди од класата К и неколку тела од класата G и F. Многумина се групирани во средишнојадро, но има ореол од поврзани тела расфрлани на повеќе од 10 лачни минути.[35] Јатото вклучува неколку џуџиња од видот L, за кои е утврдено дека се тела со планетарна маса.[38] Во минатото било мислено дека неколку џуџиња од видот T се дел од јатото, но досега повеќето од овие Т-џуџиња се покажале како кафеави џуџиња во преден план.[39] Некои од овие L-џуџиња (околу 29%) се опкружени со правлив диск.[40] Јатото содржи и пар кој се состои од кафеавото џуџе SE 70 и телото со планетарна маса S Ори 68, кои се разделени со 1700 астрономски единици.[41]

σ Орион AB

уреди

Најсветлиот член на системот на σ Орион се појавува како ѕвезда од доцната класа О, но всушност е составен од три ѕвезди, означени Aa, Ab и B. Внатрешниот пар завршува високо ексцентрична орбита на секои 143 дена, додека надворешната ѕвезда завршува неговата блиску кружна орбита еднаш на секои 157 години. Сè уште нема завршено целосна орбита откако за прв пат било откриено дека е двојна ѕвезда. Сите три се многу млади ѕвезди од главната низа со маса помеѓу 11 and 18 M☉.

Составни делови

уреди
 
Слика на ѕвездениот систем Сигма Орион со мал телескоп. Составните делови E, D, AB и C се видливи од лево кон десно.

Главниот составен дел Аа е ѕвезда од класата О9.5, со температура од 35.000 К и сјајност над 40,000 L☉. Било покажано дека линиите што претставуваат ѕвезда од главната низа B0.5 припаѓаат на нејзиниот близок придружник Ab, кој има температура од 31.000 K и сјајност од 18,600 L☉. Нивното раздвојување варира од помалку од половина астрономска единица до околу две АЕ. Иако тие не можат директно да бидат отсликани со конвенционалните телескопи со едно огледало, нивните соодветни видливи величини се пресметани на 4,61 и 5,20.[14] Двата составни делови на σ Орион A се решени интерферометриски користејќи ја низата на Центарот за астрономија со висока аголна резолуција (ЦАВАР), а комбинацијата на интерферометриски и видливи набљудувања дава многу точна орбита.[13]

Спектарот на составниот дел Б, надворешната ѕвезда на тројката, не може да биде откриен. Придонесот за сјајност од σ Ori B може да биде мерена и веројатно е ѕвезда од главната низа B0-2. Неговата видлина величина од 5,31 е слична на σ Ори Ab и затоа треба да биде лесно видлива, но е шпекулирано дека неговите спектрални линии се многу проширени и невидливи на позадината на другите две ѕвезди.[14] Орбитата на составниот дел B е прецизно пресметана со помош на низите на Поморскиот прецизен оптиччки интерферометар и ЦАВАР. Комбинираните орбити на трите ѕвезди заедно даваат паралакса значително попрецизна од паралаксата дадена од сателитот Хипаркос.[13]

Наклоните на двете орбити се познати доволно точно за да биде пресметана нивната релативна наклонетост. Двете орбитални рамнини се на 30° од тоа да бидат ортогонални, при што внатрешната орбита е ортогонална, а надворешната повратна. Иако малку изненадува, оваа ситуација не е нужно ретка кај тројните системи.[13]

Несовпаѓање на маса

уреди

Масите на овие три составни ѕвезди може да бидат пресметани користејќи: спектроскопска пресметка на површинската гравитација и оттука спектроскопска маса; споредба на еволутивните модели со набљудуваните физички својства за да биде одредена еволутивната маса, како и староста на ѕвездите; или определување на динамичка маса од орбиталните движења на ѕвездите. Спектроскопските маси пронајдени за секој составен дел на σ Ориоан имаат големи маргини на грешка, но динамичките и спектроскопските маси се сметани за точни до околу one M☉, и динамичките маси на двете составни делови на σ Орион A се познати околу четврт M☉. Сепак, сите динамички маси се поголеми од еволутивните маси за повеќе од нивните маргини на грешка, што укажува на системски проблем.[13][14] Овој вид несовпаѓање на мас е чест и долгогодишен проблем кој се наоѓа кај многу ѕвезди.[42]

Години

уреди

Споредбата на набљудуваните или пресметаните физички својства на секоја ѕвезда со теоретските ѕвездени еволутивни траги овозможува да биде проценета староста на ѕвездата. Проценетата возраст на составните делови Aa, Ab и B се соодветно 0,3+1,0
0,3 милијарди години, 0,9+1,5
0,9милијарди години и 1,9+1,6
1,9милијарди години. Во рамките на нивните големи маргини на грешка, сите овие може да бидат сметани за доследни едни со други, иако е потешко да бидат усогласени со проценетата возраст од 2-3 милијарди години во јатото на σ Орион како целина.[13]

σ Орион C

уреди

Најбледиот член на главните ѕвезди σ Oрион е составниот дел C. Таа е исто така најблиску до σ Ори AB на 11", што одговара на 3.960 астрономски единици. Таа е ѕвезда од главната низа од видот A. σ Ори C има слаб придружник 2 „далеку, познат како Cb[43] и MAD-4.[34] Cb е пет светлински послаб од σ Ори Ca при инфрацрвени бранови должини, величина на лентата K 14,07, и веројатно е кафеаво џуџе.[34]

σ Орион D

уреди

Составниот дел D е прилично вообичаена ѕвезда од главната низа Б2 со светлинска величина 6,62. Тоа е 13" од σ Ори AB, што одговара на 4.680 АЕ. Неговата големина, температура и осветленост се многу слични на σ Ori E, но не покажува ниту една од необичните спектрални особини или променливост на таа ѕвезда.

σ Орион E

уреди
 
Светлосна крива за V1030 Орион, нацртана од податоците на Патувачкиот сателит за истражување на вонсончеви планети.[44]

Составниот дел E е необична променлива ѕвезда, класифицирана како променлива ѕвезда од видот SX Овен и позната и како V1030 Орион. Таа е богата со хелиум, има силно магнетно поле и варира помеѓу величините 6,61 и 6,77 за време на вртежниот период од 1,19 дена. Има спектрален вид на B2 Vpe. Верувано е дека променливоста се должи на големите варијации во осветленоста на површината предизвикани од магнетното поле. Вртежниот период се забавува поради магнетното сопирање;[9] таа е една од ретките магнетни ѕвезди на кои директно им е мерена промената на вртежниот период.[17] σ Ори E е 41" од σ Ори AB, приближно 15.000 АЕ.[2]

Магнетното поле е многу променливо од -2.300 до +3.100 гауси, што одговара на варијациите на осветленоста и веројатниот вртежниот период. Ова бара магнетен дипол од најмалку 10.000 гауси. Околу минималната осветленост, се појавува спектар од видот на обвивка, кој се припишува на плазма облаците кои вртат над фотосферата. Подобрувањето на хелиумот во спектарот може да се должи на тоа што водородот е преференцијално заробен кон магнетните полови оставајќи вишок хелиум во близина на екваторот.[26] Во еден момент било предложено дека σ Ори E може да биде подалеку и постар од другите членови на јатото, од моделирањето на неговата еволутивна возраст и големина.[2] Сепак, паралаксите на сателитот Гаја го сместуваат σ Ори E во јатото, а подоцнежното моделирање наведува дека е многу млад, на помалку од милион години.[17]

σ Ori E има слаб придружник оддалечен околу една третина од лачна секунда. Тоа е околу 5 степени послабо од главното тело богато со хелиум, околу светлинска величина 10-11 на инфрацрвените бранови должини на опсегот К. Се претпоставува дека е ѕвезда со мала маса 0.4 - 0.8 M☉.[34]

σ Орион IRS1

уреди

Инфрацрвениот извор IRS1 е блиску до σ Ори A. Решен е на пар тела со мала маса, пролид и можен трето тело. Посветлото тело има спектрална класа M1, маса околу a half M☉ и се чини дека е релативно нормална ѕвезда со мала маса. Побледото тело е многу необично, покажувајќи разреден M7 или M8 впивачки спектар со емисиони линии на водород и хелиум. Толкувањето е дека тоа е кафеаво џуџе вградено во проплад кој се фотоиспарува од σ Ori A. Емисијата на рендгенски зраци од IRS1 наведува присуство на насобирачки диск околу ѕвезда од видот Т Бик, но не е јасно како тоа може да биде вклопена со проплидското сценарио.[45]

Бран од прашина

уреди
 
Лакот во инфрацрвена светлина, со црвено што претставува 22 микрони.

Во инфрацрвените слики, истакнат лак е видлив во средината на σ Ори AB. Таа е оддалечена околу 50 минути од ѕвездата од класата О, околу 0,1 парсек на нејзиното растојание. Таа е насочена кон IC434, маглината Коњска Глава, во согласност со вселенското движење на ѕвездата. Изгледот е сличен на лачен удар, но видот зрачење покажува дека тоа не е лачен удар. Набљудуваната инфрацрвена емисија, која достигнува максимум на околу 45 микрони, може да биде моделирана со две приближно црно-телесни составни делови, една на 68K и една на 197 K. Сметано е дека тие се произведени од две различни големини на зрна прашина.

Материјалот на лакот е претпоставувано дека е сторен со фотоиспарување од молекуларниот облак околу маглината Коњска Глава. Прашината се одвојува од гасот што ја однел од молекуларниот облак со зрачниот притисок од жешките ѕвезди во средината на јатото σ Орион. Прашината се собира во погуста област која се загрева и го образува видливиот инфрацрвен облик.

Поимот„бран од прашина“ е применуван кога прашината се натрупува, но гасот во голема мера не е засегнат, за разлика од „бранот на лак“ каде што се запираат и прашината и гасот. Брановите од прашина се појавуваат кога меѓуѕвездената средина е доволно густа, а ѕвездениот ветер е доволно слаб што растојанието од правта е поголемо од растојанието за исклучување на лачен удар. Очигледно, ова би било поверојатно за ѕвездите кои бавно се движат, но бавните светлечки ѕвезди можеби нема да имаат доволно долг животен век за да произведат лачен бран. Ѕвездите со ниска сјајност доцна класа О обично треба да произведуваат лачни бранови ако овој модел е точен.[46]

Растојание

уреди

Растојанието до σ Орион и јатото ѕвезди околу него историски било неизвесно. Паралаксите на Хипаркос биле достапни за неколку претпоставени членови, но со многу високи несигурности за составните делови на σ Орион. Објавените проценки за растојание се движеле од 352 до 473 pc mas.[17] Динамичка паралакса од 2,5806 ± 0,0088 е изведена со помош на орбитите на двете средишни ѕвезди, давајќи растојание од 387,5 ± 1,3.

Сателитот Гаја објавил паралакси за стотици членови на јатото, вклучувајќи кафеави џуџиња и илјадници други ѕвезди во полето на јатото. Утврдено е дека јатотот е доста продолжен, но на просечно растојание од 391+50
40 pc.[17] Паралаксите во Третото објавување на раните податоци на Гаја, за составните делови C, D и E се 2,4720 ± 0,0293,[47] 2,4744 ± 0,0622,[48] и 2,3077 ± 0,0647 соодветно.[49] Овие имаат ниски статистички несигурности иако значителен астрометриски вишок бучава. Не е објавена паралакса на Гаја за средишниот составен дел AB. Соодветните растојанија се 402 ± 4, 401 ± 9 и 428 ± 12 за составните делови C, D и E соодветно.[50]

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 Wu, Zhen-Yu; Zhou, Xu; Ma, Jun; Du, Cui-Hua (2009). „The orbits of open clusters in the Galaxy“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399 (4): 2146. arXiv:0909.3737. Bibcode:2009MNRAS.399.2146W. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15416.x. S2CID 6066790.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). „The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog“. The Astronomical Journal. 122 (6): 3466. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920.
  3. ↑ 3,0 3,1 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  4. ↑ Caballero, J. A. (2014). „Stellar multiplicity in the sigma Orionis cluster: A review“. The Observatory. 134: 273. arXiv:1408.2231. Bibcode:2014Obs...134..273C.
  5. ↑ 5,0 5,1 Echevarria, J.; Roth, M.; Warman, J. (1979). „Photometric Study of Trapezium-Type Systems“. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 4: 287. Bibcode:1979RMxAA...4..287E.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 Caballero, J. A. (2007). „The brightest stars of the σ Orionis cluster“. Astronomy and Astrophysics. 466 (3): 917–930. arXiv:astro-ph/0701067. Bibcode:2007A&A...466..917C. doi:10.1051/0004-6361:20066652.
  7. ↑ 7,0 7,1 Greenstein, Jesse L.; Wallerstein, George (1958). „The Helium-Rich Star, Sigma Orionis E“. Astrophysical Journal. 127: 237. Bibcode:1958ApJ...127..237G. doi:10.1086/146456.
  8. ↑ 8,0 8,1 Guetter, H. H. (1979). „Photometric studies of stars in ORI OB1 /belt/“. Astronomical Journal. 84: 1846. Bibcode:1979AJ.....84.1846G. doi:10.1086/112616.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 9,5 Townsend, R. H. D.; Rivinius, Th.; Rowe, J. F.; Moffat, A. F. J.; Matthews, J. M.; Bohlender, D.; Neiner, C.; Telting, J. H.; Guenther, D. B. (2013). „MOST Observations of σ Ori E: Challenging the Centrifugal Breakout Narrative“. The Astrophysical Journal. 769 (1): 33. arXiv:1304.2392. Bibcode:2013ApJ...769...33T. doi:10.1088/0004-637X/769/1/33.
  10. ↑ 10,0 10,1 Ducati, J. R. (2002). „VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
  11. ↑ Kharchenko, N. V.; Scholz, R.-D.; Piskunov, A. E.; Röser, S.; Schilbach, E. (2007). „Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ˜55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations“. Astronomische Nachrichten. 328 (9): 889. arXiv:0705.0878. Bibcode:2007AN....328..889K. doi:10.1002/asna.200710776. S2CID 119323941.
  12. ↑ 12,0 12,1 Van Leeuwen, F. (2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 13,3 13,4 13,5 13,6 13,7 Schaefer, G. H.; Hummel, C. A.; Gies, D. R.; Zavala, R. T.; Monnier, J. D.; Walter, F. M.; Turner, N. H.; Baron, F.; ten Brummelaar, T. (2016-12-01). „Orbits, Distance, and Stellar Masses of the Massive Triple Star sigma Orionis“. The Astronomical Journal. 152 (6): 213. arXiv:1610.01984. Bibcode:2016AJ....152..213S. doi:10.3847/0004-6256/152/6/213. ISSN 0004-6256. S2CID 36047128.
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 14,3 14,4 Simón-Díaz, S.; Caballero, J. A.; Lorenzo, J.; Maíz Apellániz, J.; Schneider, F. R. N.; Negueruela, I.; Barbá, R. H.; Dorda, R.; Marco, A.; Montes, D.; Pellerin, A.; Sanchez-Bermudez, J.; Sódor, Á.; Sota, A. (2015). „Orbital and Physical Properties of the σ Ori Aa, Ab, B Triple System“. The Astrophysical Journal. 799 (2): 169. arXiv:1412.3469. Bibcode:2015ApJ...799..169S. doi:10.1088/0004-637X/799/2/169. S2CID 118500350.
  15. ↑ 15,0 15,1 Hummel, C. A.; Zavala, R. T.; Sanborn, J. (2013). „Binary Studies with the Navy Precision Optical Interferometer“. Central European Astrophysical Bulletin. 37: 127. Bibcode:2013CEAB...37..127H.
  16. ↑ Hunger, K.; Heber, U.; Groote, D. (1989). „The distance of the helium-variable B star HD 37479“. Astronomy and Astrophysics. 224: 57. Bibcode:1989A&A...224...57H.
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 17,3 17,4 17,5 17,6 Song, H. F.; Meynet, G.; Maeder, A.; Mowlavi, N.; Stroud, S. R.; Keszthelyi, Z.; Ekström, S.; Eggenberger, P.; Georgy, C. (2022). „News from Gaia on σ Ori E: A case study for the wind magnetic braking process“. Astronomy & Astrophysics. 657: A60. arXiv:2108.13734. Bibcode:2022A&A...657A..60S. doi:10.1051/0004-6361/202141512.
  18. ↑ The Almagest. Encyclopædia Britannica. 1990. ISBN 978-0-85229-531-1.
  19. ↑ Hafez, Ihsan; Stephenson, F. Richard; Orchiston, Wayne (2011). „Abdul-Rahan al-Şūfī and His Book of the Fixed Stars: A Journey of Re-discovery“. Highlighting the History of Astronomy in the Asia-Pacific Region. Astrophysics and Space Science Proceedings. 23: 121–138. Bibcode:2011ASSP...23..121H. doi:10.1007/978-1-4419-8161-5_7. ISBN 978-1-4419-8160-8.
  20. ↑ Verbunt, F.; Van Gent, R. H. (2010). „Three editions of the star catalogue of Tycho Brahe. Machine-readable versions and comparison with the modern Hipparcos Catalogue“. Astronomy and Astrophysics. 516: A28. arXiv:1003.3836. Bibcode:2010A&A...516A..28V. doi:10.1051/0004-6361/201014002.
  21. ↑ Johann Bayer (1987). Uranometria. Aldbrough St John Publications. ISBN 978-1-85297-021-5.
  22. ↑ 22,0 22,1 Simón-Díaz, S.; Caballero, J. A.; Lorenzo, J. (2011). „A Third Massive Star Component in the σ Orionis AB System“. The Astrophysical Journal. 742 (1): 55. arXiv:1108.4622. Bibcode:2011ApJ...742...55S. doi:10.1088/0004-637X/742/1/55.
  23. ↑ Frost, E. B.; Adams, W. S. (1904). „Eight stars whose radial velocities vary“. Astrophysical Journal. 19: 151. Bibcode:1904ApJ....19..151F. doi:10.1086/141098.
  24. ↑ Wallerstein, George (1959). „The Radial Velocity of Sigma Orionis“. Astrophysical Journal. 130: 338. Bibcode:1959ApJ...130..338W. doi:10.1086/146722.
  25. ↑ Walborn, Nolan R. (1974). „A New Phenomenon in the Spectrum of Sigma Orionis E“. Astrophysical Journal. 191: L95. Bibcode:1974ApJ...191L..95W. doi:10.1086/181558.
  26. ↑ 26,0 26,1 Landstreet, J. D.; Borra, E. F. (1978). „The magnetic field of Sigma Orionis E“. Astrophysical Journal. 224: L5. Bibcode:1978ApJ...224L...5L. doi:10.1086/182746.
  27. ↑ Warren, W. H.; Hesser, J. E. (1977). „A photometric study of the Orion OB 1 association. I - Observational data“. Astrophysical Journal Supplement Series. 34: 115. Bibcode:1977ApJS...34..115W. doi:10.1086/190446.
  28. ↑ Kholopov, P. N.; Kukarkina, N. P.; Perova, N. B. (1979). „64th Name-List of Variable Stars“. Information Bulletin on Variable Stars. 1581: 1. Bibcode:1979IBVS.1581....1K.
  29. ↑ Wolk, Scott J. (1996). Watching the Stars go 'Round and 'Round (Thesis). Bibcode:1996PhDT........63W.
  30. ↑ Walter, F. M.; Wolk, S. J.; Freyberg, M.; Schmitt, J. H. M. M. (1997). „Discovery of the σ Orionis Cluster“. Memorie della Società Astronomia Italiana. 68: 1081. Bibcode:1997MmSAI..68.1081W.
  31. ↑ Béjar, V. J. S.; Osorio, M. R. Zapatero; Rebolo, R. (1999). „A Search for Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in the Young σ Orionis Cluster“. The Astrophysical Journal. 521 (2): 671. arXiv:astro-ph/9903217. Bibcode:1999ApJ...521..671B. doi:10.1086/307583.
  32. ↑ Caballero, J. A. (2008). „Stars and brown dwarfs in the σ Orionis cluster: The Mayrit catalogue“. Astronomy and Astrophysics. 478 (2): 667–674. arXiv:0710.5882. Bibcode:2008A&A...478..667C. doi:10.1051/0004-6361:20077885.
  33. ↑ Burnham, S. W. (1894). „Fourteenth Catalogue of New Double Stars Discovered at the Lick Observatory“. Publications of Lick Observatory. 2: 185. Bibcode:1894PLicO...2..185B.
  34. ↑ 34,0 34,1 34,2 34,3 34,4 Bouy, H.; Huélamo, N.; Martín, Eduardo L.; Marchis, F.; Barrado y Navascués, D.; Kolb, J.; Marchetti, E.; Petr-Gotzens, M. G.; Sterzik, M. (2009). „A deep look into the cores of young clusters. I. σ-Orionis“. Astronomy and Astrophysics. 493 (3): 931. arXiv:0808.3890. Bibcode:2009A&A...493..931B. doi:10.1051/0004-6361:200810267.
  35. ↑ 35,0 35,1 Hernández, Jesús; Calvet, Nuria; Perez, Alice; Briceño, Cesar; Olguin, Lorenzo; Contreras, Maria E.; Hartmann, Lee; Allen, Lori; Espaillat, Catherine (2014). „A Spectroscopic Census in Young Stellar Regions: The σ Orionis Cluster“. The Astrophysical Journal. 794 (1): 36. arXiv:1408.0225. Bibcode:2014ApJ...794...36H. doi:10.1088/0004-637X/794/1/36.
  36. ↑ Struve, Friedrich Georg Wilhelm; Copeland, Ralph; Lindsay, James Ludovic (1876). „Struves (Revised) Table“. Dun Echt Observatory Publications. 1: 1. Bibcode:1876PODE....1....1S.
  37. ↑ Caballero, J. A.; Béjar, V. J. S.; Rebolo, R.; Eislöffel, J.; Zapatero Osorio, M. R.; Mundt, R.; Barrado Y Navascués, D.; Bihain, G.; Bailer-Jones, C. A. L. (2007-08-01). „The substellar mass function in σ Orionis. II. Optical, near-infrared and IRAC/Spitzer photometry of young cluster brown dwarfs and planetary-mass objects“. Astronomy and Astrophysics. 470 (3): 903–918. arXiv:0705.0922. Bibcode:2007A&A...470..903C. doi:10.1051/0004-6361:20066993. ISSN 0004-6361.
  38. ↑ Barrado y Navascués, D.; Zapatero Osorio, M. R.; Béjar, V. J. S.; Rebolo, R.; Martín, E. L.; Mundt, R.; Bailer-Jones, C. A. L. (2001-10-01). „Optical spectroscopy of isolated planetary mass objects in the σ Orionis cluster“. Astronomy and Astrophysics. 377: L9–L13. arXiv:astro-ph/0108249. Bibcode:2001A&A...377L...9B. doi:10.1051/0004-6361:20011152. ISSN 0004-6361.
  39. ↑ Peña Ramírez, K.; Zapatero Osorio, M. R.; Béjar, V. J. S. (2015-02-01). „Characterization of the known T-type dwarfs towards the σ Orionis cluster“. Astronomy and Astrophysics. 574: A118. arXiv:1411.3370. Bibcode:2015A&A...574A.118P. doi:10.1051/0004-6361/201424816. ISSN 0004-6361.
  40. ↑ Scholz, Alexander; Jayawardhana, Ray (2008-01-01). „Dusty Disks at the Bottom of the Initial Mass Function“. The Astrophysical Journal. 672 (1): L49–L52. arXiv:0711.2510. Bibcode:2008ApJ...672L..49S. doi:10.1086/526340. ISSN 0004-637X.
  41. ↑ Caballero, J. A.; Martín, E. L.; Dobbie, P. D.; Barrado Y Navascués, D. (2006-12-01). „Are isolated planetary-mass objects really isolated?. A brown dwarf-exoplanet system candidate in the σ Orionis cluster“. Astronomy and Astrophysics. 460 (2): 635–640. arXiv:astro-ph/0608659. Bibcode:2006A&A...460..635C. doi:10.1051/0004-6361:20066162. ISSN 0004-6361.
  42. ↑ Marconi, M.; Molinaro, R.; Bono, G.; Pietrzyński, G.; Gieren, W.; Pilecki, B.; Stellingwerf, R. F.; Graczyk, D.; Smolec, R. (2013). „The Eclipsing Binary Cepheid OGLE-LMC-CEP-0227 in the Large Magellanic Cloud: Pulsation Modeling of Light and Radial Velocity Curves“. The Astrophysical Journal Letters. 768 (1): L6. arXiv:1304.0860. Bibcode:2013ApJ...768L...6M. doi:10.1088/2041-8205/768/1/L6.
  43. ↑ Caballero, J. A. (2005). „Ultra low-mass star and substellar formation in σ Orionis“. Astronomische Nachrichten. 326 (10): 1007–1010. arXiv:astro-ph/0511166. Bibcode:2005AN....326.1007C. doi:10.1002/asna.200510468.
  44. ↑ „MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes“. Space Telescope Science Institute. Посетено на 31 август 2024.
  45. ↑ Hodapp, Klaus W.; Iserlohe, Christof; Stecklum, Bringfried; Krabbe, Alfred (2009). „σ Orionis IRS1 a and B: A Binary Containing a Proplyd“. The Astrophysical Journal Letters. 701 (2): L100. arXiv:0907.3327. Bibcode:2009ApJ...701L.100H. doi:10.1088/0004-637X/701/2/L100.
  46. ↑ Ochsendorf, B. B.; Cox, N. L. J.; Krijt, S.; Salgado, F.; Berné, O.; Bernard, J. P.; Kaper, L.; Tielens, A. G. G. M. (2014). „Blowing in the wind: The dust wave around σ Orionis AB“. Astronomy & Astrophysics. 563: A65. arXiv:1401.7185. Bibcode:2014A&A...563A..65O. doi:10.1051/0004-6361/201322873.
  47. ↑ Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (2021). „Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
  48. ↑ Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (2021). „Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
  49. ↑ Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (2021). „Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
  50. ↑ Bailer-Jones, C. A. L.; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (2021). „Estimating Distances from Parallaxes. V. Geometric and Photogeometric Distances to 1.47 Billion Stars in Gaia Early Data Release 3“. The Astronomical Journal. 161 (3): 147. arXiv:2012.05220. Bibcode:2021AJ....161..147B. doi:10.3847/1538-3881/abd806.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Сигма_Орион&oldid=5273145“