Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
σ Орионис
Созвездие Ориона map.svg
Красный circle.svg
Расположение σ Ori (обведено)
Данные наблюдений Epoch J2000       Equinox J2000
СозвездиеОрион
Прямое восхождение05 ч 38 м 42,0 с [1]
Склонение−2 ° 36 ′ 00 ″ [1]
Видимая звездная величина  (V)A : 4,07 [2]
B : 5,27
C : 8,79
D : 6,62
E : 6,66 (6,61–6,77 [3] )
Характеристики
AB
Спектральный типO9,5V + B0,5V [4]
Индекс цвета U − B−1,02 [5]
Индекс цвета B − V-0,31 [5]
C
Спектральный типA2 V [6]
Индекс цвета U − B-0,25 [7]
Индекс цвета B − V-0,02 [7]
D
Спектральный типB2 V [6]
Индекс цвета U − B-0,87 [8]
Индекс цвета B − V-0,17 [8]
E
Спектральный типB2 Впэ [9]
Индекс цвета U − B-0,84 [10]
Индекс цвета B − V-0,09 [10]
Тип переменнойSX Ари [3]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )−29,45 ± 0,45 [11]  км / с
Параллакс (π)AB : 3,04 ± 8,92 [12] мсд.
D : 6,38 ± 0,90 [12]  мсд.
Расстояние387,51 ± 1,32 [13]  шт.
Абсолютная звездная величина  (M V )−3,49 (Aa)
−2,90 (Ab)
−2,79 (B) [14]
Орбита [13]
НачальныйАа
КомпаньонAb
Период (P)143.2002 ± 0,0024 сут.
Большая полуось (а)0,0042860 "
(~ 360  R ☉ [15] )
Эксцентриситет (e)0,77896 ± 0,00043
Наклон (i)~ 56,378 ± 0,085 °
Полуамплитуда (K 1 )
(первичная)		72,03 ± 0,25 км / с
Полуамплитудный (K 2 )
(вторичный)		95,53 ± 0,22 км / с
Орбита [13]
НачальныйА
КомпаньонB
Период (P)159,896 ± 0,005 в год
Большая полуось (а)0,2629 ± 0,0022 ″
Эксцентриситет (e)0,024 ± 0,005
Наклон (i)172,1 ± 4,6 °
Подробнее [14]
σ Ори Аа
Масса18  М ☉
Радиус5.6  R ☉
Яркость41,700  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )4,20  кубических сантиметра
Температура35000  К
Скорость вращения ( v  sin  i )135 км / с
Возраст0,3  млн лет
σ Ori Ab
Масса13  М ☉
Радиус4.8  R ☉
Яркость18,600  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )4,20  кубических сантиметра
Температура31,000  К
Скорость вращения ( v  sin  i )35 км / с
Возраст0,9  млн лет
σ Ори Б
Масса14  М ☉
Радиус5.0  R ☉
Яркость15,800  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )4.15  кубических сантиметров
Температура29000  К
Скорость вращения ( v  sin  i )250 км / с
Возраст1,9  млн лет
Подробности [6]
C
Масса2,7  М ☉
Подробнее [16]
D
Масса6,8  М ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )4.3  cgs
Температура21 500  К
Скорость вращения ( v  sin  i )180 км / с
Подробнее [9]
E
Масса8,30  М ☉
Радиус3.77  R ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )3,95  кгс
Температура22 500  К
Вращение1.190847 дней
Прочие обозначения
Sigma  Orionis, Sigma Ori, σ Orionis, σ Ori, 48  Orionis, 48 ​​Ori
AB : HD  37468, HR  1931, HIP  26549, SAO  132406, BD −02 ° 1326, 2MASS  J05384476-0236001, Mayrit AB
C : 2MASS  J05384411-0236062, Mayrit 11238
D : HIP  26551, 2MASS  J05384561-0235588, Mayrit 13084
E : V1030  Orionis, HR  1932, HD  37479, BD −02 ° 1327, 2MASS  J05384719-0235405, Mayrit 41062
Ссылки на базы данных
SIMBADσ Ори
σ Ори C
σ Ори D
σ Ори E
σ Ori кластер

Сигма Ориона или Сигма Ори (σ Orionis, σ Ori) - это множественная звездная система в созвездии Ориона , состоящая из самых ярких членов молодого рассеянного скопления . Он находится в восточном конце пояса , к юго-западу от Альнитака и к западу от туманности Конская Голова, которую он частично освещает. Полная яркость составляющих звезд составляет 3,80 звездной величины.

История [ править ]

σ Ориона (внизу справа) и туманность Конская Голова . Самые яркие звезды - Альнитак и Альнилам .

σ Ориона голая звезда глаз на восточном конце пояса Ориона, и было известно с древних времен , но он не был включен в Птолемея «s Альмагеста . [17] Он упоминается Аль Суфи , но официально не указан в его каталоге. [18] В более позднее время его измерил Тихо Браге и включил в его каталог. В расширении Кеплера это описывается как «Quae ultimam baltei praecedit ad austr». (перед самой внешней частью пояса, на юг). [19] Это было записано Иоганном Байером в его Уранометрии.как одиночная звезда с греческой буквой σ (сигма). Он описал это как «in enſe, prima» (сначала в мече). [20] Он также получил обозначение Флемстида 48.

В 1776 году Кристиан Майер описал σ Ori как тройную звезду, увидев компоненты AB и E, и заподозрил еще одну между ними. Компонент D был подтвержден FGW Struve, который также добавил четвертый (C), опубликованный в 1876 году. В 1892 году Шерберн Уэсли Бернхэм сообщил, что σ Ori A сам по себе является очень близким двойником, хотя ряд более поздних наблюдателей не смогли это подтвердить. Во второй половине двадцатого века орбита σ Ori A / B была решена и в то время была одной из самых массивных известных двойных систем. [21]

В 1904 году было обнаружено, что σ Ori A имеет переменную лучевую скорость , что, как полагают, указывает на спектроскопическую двойную с одной линией . [22] В спектральных линиях вторичной обмотки были неуловимыми и часто не видели вообще, возможно , потому , что они расширили путем быстрого вращением. Возникла путаница в отношении того, действительно ли заявленный спектроскопический двойной статус относится к известному визуальному спутнику B. Наконец, в 2011 году было подтверждено, что система является тройной, с внутренней спектроскопической парой и более широким визуальным спутником. [21] Внутренняя пара была разрешена интерферометрическим методом в 2013 году. [15]

σ Ori E был идентифицирован как богатый гелием в 1956 г. [7] с переменной лучевой скоростью в 1959 г. [23] с изменяемыми эмиссионными характеристиками в 1974 г. [24] с аномально сильным магнитным полем в 1978 г. [25] с фотометрическими переменными параметрами. в 1977 г. [26] и официально классифицирована как переменная звезда в 1979 г. [27]

В 1996 году в районе Пояса Ориона было идентифицировано большое количество маломассивных звезд до главной последовательности . [28] Была обнаружена особая тесная группировка вокруг σ Orionis. [29] Большое количество коричневых карликов было обнаружено в той же области и на том же расстоянии, что и яркие σ-звезды Ориона. [30] Оптические, инфракрасные и рентгеновские объекты в скоплении, включая 115 нечленов, лежащих в одном направлении, были перечислены в каталоге Mayrit с порядковым номером, за исключением центральной звезды, которая была указана просто как Mayrit AB. . [31]

Кластер [ править ]

Главные звезды скопления σ Ориона, описанные в тексте, плюс:
HD 294268, F6e, вероятный член
HD 294275, A0
HD 294297, G0
HD 294300, G5 T Звезда Тельца
HD 294301, A5

Скопление σ Orionis является частью звездной ассоциации Ori OB1b , обычно называемой поясом Ориона . Скопление не было обнаружено до 1996 года, когда вокруг σ Ori была обнаружена популяция звезд до главной последовательности. С тех пор он активно изучается из-за его близости и отсутствия межзвездного поглощения . Было 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 отделена друг от друга всего на 0,2–0,3 дюйма, но была обнаружена с помощью звездочки. 12" телескоп. [32] инфракрасные и радио - источник, IRS1, 3.3" от σ Ori A , что рассматривалось как пятно туманности был решен в два подсолнечных звезда. Существует связанный источник переменного рентгеновского излучения, который предположительно является звездой Т Тельца . [33]

Считается, что скопление включает ряд других звезд спектрального класса A или B: [6] [34]

  • HD 37699, удаленный гигант B5, очень близкий к туманности Конская Голова.
  • HD 37525, звезда главной последовательности B5 и спектрально-двойная
  • HD 294271, молодой звездный объект B5 с двумя маломассивными спутниками
  • HD 294272, двойная система, содержащая два молодых звездных объекта класса B
  • HD 37333, своеобразная звезда главной последовательности A1
  • HD 37564, молодой звездный объект формата A8
  • V1147 Ori, гигант B9.5 и переменная α 2 CVn
  • HD 37686, звезда главной последовательности B9.5, близкая к HD 37699
  • HD 37545, отдаленная главная последовательность B9
  • HD 294273, молодой звездный объект формата A8
  • 2MASS J05374178-0229081, молодой звездный объект A9

HD 294271 и HD 294272 составляют «двойную» звезду Струве 761 (или STF 761). Он находится в трех угловых минутах от σ Orionis, также известного как Struve 762. [35]

Более 30 других вероятных членов скопления были обнаружены в пределах угловой минуты от центральной звезды, в основном коричневые карлики и объекты планетарной массы, такие как S Ori 70 , но в том числе ранние красные карлики M 2MASS J05384746-0235252 и 2MASS J05384301-0236145. [33] Всего несколько сотен объектов с малой массой считаются членами скопления, в том числе около сотни звезд класса M, измеренных спектроскопически, около 40 звезд класса K и несколько объектов класса G и F. Многие из них сгруппированы в центральном ядре, но есть ореол связанных объектов, разбросанных более чем на 10 угловых минут. [34]

σ Orionis AB [ править ]

Самый яркий член системы σ Ориона выглядит как звезда позднего класса O, но на самом деле состоит из трех звезд. Внутренняя пара совершает очень эксцентрический оборот по орбите каждые 143 дня, в то время как внешняя звезда завершает свой почти круговой оборот каждые 157 лет. Она еще не завершила полный оборот по орбите с тех пор, как была впервые обнаружена как двойная звезда. Все три - очень молодые звезды главной последовательности с массами от 11 до 18  M ☉ .

Компоненты [ править ]

Изображение звездной системы Сигма Ориона с помощью небольшого телескопа. Компоненты E, D, AB и C видны слева направо.

Основным компонентом является Аа класс O9.5 звезда, с температурой 35000 К и светимости более 40000  L ☉ . Линии , представляющие звездой главной последовательности B0.5 было показано , что принадлежат к его тесной компаньон Ab, который имеет температуру 31000 К и светимость 18,600  L ☉ . Их расстояние варьируется от менее половины астрономической единицы до примерно двух а.е. Хотя они не могут быть непосредственно отображены с помощью обычных однозеркальных телескопов, их соответствующие визуальные величины были рассчитаны как 4,61 и 5,20. [14] Два компонента σ Orionis A были определены интерферометрически с использованием массива CHARA., а комбинация интерферометрических и визуальных наблюдений дает очень точную орбиту. [13]

Спектр компонента B, внешней звезды тройки, не может быть обнаружен. Вклад светимости σ Ori B можно измерить, и это, вероятно, звезда главной последовательности B0-2. Его визуальная величина 5,31 похожа на σ Ori Ab, поэтому он должен быть легко видим, но предполагается, что его спектральные линии сильно уширены 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 вычислить их относительное наклонение. Две орбитальные плоскости находятся в пределах 30 ° от ортогональности , при этом внутренняя орбита является прямой, а внешняя - ретроградной . Хотя это немного удивительно, такая ситуация не обязательно редка в тройных системах. [13]

Массовое несоответствие [ править ]

Массы этих трех компонентных звезд можно вычислить с помощью: спектроскопического расчета поверхностной силы тяжести 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. Спектральные массы, найденные для каждого компонента σ Orionis, имеют большой запас погрешности, но динамические и спектральные массы считаются с точностью до примерно одного  M ☉ , а динамические массы двух компонентов σ Orionis A известны с точностью примерно до четверти.  M ☉. Однако все динамические массы больше, чем эволюционные массы, более чем на свой предел погрешности, что указывает на системную проблему. [14] [13] Этот тип несоответствия масс - распространенная и давняя проблема, обнаруживаемая у многих звезд. [36]

Возраст [ править ]

Сравнение наблюдаемых или рассчитанных физических свойств каждой звезды с теоретическими звездными эволюционными треками позволяет оценить возраст звезды. Предполагаемый возраст компонентов Aa, Ab и B соответственно составляет0,3+1,0
-0,3 Мир, 0,9+1,5
-0,9 Мир, и 1.9+1,6
-1,9Myr. В пределах их большой погрешности все они могут считаться совместимыми друг с другом, хотя их сложнее согласовать с предполагаемым возрастом 2-3 млн лет для скопления σ Orionis в целом. [13]

σ Orionis C [ править ]

Самым слабым членом основных звезд σ Ориона является компонент C. Он также наиболее близок к σ Ori AB на высоте 11 дюймов, что соответствует 3960 астрономическим единицам . Это звезда главной последовательности типа A. У σ Ori C есть слабый спутник 2. "прочь", обозначаемые как Cb [37] и MAD-4. [33] Cb на пять звездных величин слабее σ Ori Ca в инфракрасном диапазоне длин волн, величина в полосе K 14,07, и, вероятно, является коричневым карликом. [33]

σ Orionis D [ править ]

Компонент D - довольно типичная звезда главной последовательности B2 с величиной 6,62. Он находится на расстоянии 13 дюймов от σ Ori AB, что соответствует 4680 а.е. Его размер, температура и яркость очень похожи на σ Ori E, но он не показывает никаких необычных спектральных особенностей или изменчивости этой звезды.

σ Орионис Э [ править ]

Компонент E - необычная переменная звезда, классифицируемая как переменная SX Arietis, также известная как V1030 Orionis. 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] σ Ori E находится в 41 дюйме 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 не менее 10 000 Гс. В районе минимальной яркости появляется спектр оболочечного типа, связанный с плазменными облаками, вращающимися над фотосферой. Увеличение гелия в спектре может быть связано с тем, что водород преимущественно захватывается магнитными полюсами, оставляя избыточный гелий вблизи экватора. [25] Было высказано предположение, что σ Ori E может быть дальше и старше, чем другие члены кластера, из моделирования его эволюционного возраста и размера. [16]

У σ Ori E есть слабый спутник на расстоянии примерно трети угловой секунды. Это примерно на 5 звездных величин слабее, чем богатая гелием первичная звезда, примерно 10-11 звездной величины в инфракрасных длинах волн K-диапазона. Предполагается, что это маломассивная звезда 0.4 - 0.8  M ☉ . [33]

σ Orionis IRS1 [ править ]

Инфракрасный источник IRS1 близок к σ Ori A. Он был разделен на пару объектов с малой массой, проплид и возможный третий объект. Более яркий объект имеет спектральный класс M1, массу около половины  M ☉ и выглядит относительно нормальной звездой с низкой массой. Более тусклый объект очень необычен, демонстрируя разбавленный спектр поглощения M7 или M8 с линиями излучения водорода и гелия. Интерпретация состоит в том, что это коричневый карлик, заключенный в проплиде, который фотоиспаряется σ Ori A. Рентгеновское излучение IRS1 предполагает наличие аккреционного диска вокруг звезды типа Т Тельца., но неясно, как это может соответствовать предполагаемому сценарию. [38]

Волна пыли [ править ]

Дуга в инфракрасном свете, красный цвет составляет 22 микрона.

На инфракрасных изображениях видна заметная дуга с центром на σ Ori AB. Она находится примерно в 50 дюймах от звезды класса O, на расстоянии примерно 0,1 парсека. Она направлена ​​в сторону IC434, туманности Хорзегед, в соответствии с космическим движением звезды. Внешний вид похож на удар из лука , но по типу Излучение показывает, что это не ударная волна. Наблюдаемое инфракрасное излучение с максимальным размером около 45 микрон может быть смоделировано двумя компонентами приблизительно черного тела , одним при 68 К и другим при 197 К. Считается, что они производятся двумя разными размеры пылинок.

Теоретически материал дуги образовался в результате фотоиспарения из молекулярного облака вокруг туманности Конская Голова. Пыль отделяется от газа, уносившего ее из молекулярного облака, благодаря радиационному давлению горячих звезд в центре скопления σ Ori. Пыль накапливается в более плотной области, которая нагревается и образует видимую инфракрасную форму.

Термин «пылевая волна» применяется, когда пыль накапливается, но на газ в значительной степени не влияет, в отличие от «головной волны», когда и пыль, и газ останавливаются. Волны пыли возникают, когда межзвездная среда достаточно плотная, а звездный ветер настолько слаб, что расстояние отрыва пыли превышает расстояние отхождения головной ударной волны. Очевидно, что это было бы более вероятно для медленно движущихся звезд, но у медленно движущихся светящихся звезд может не хватить времени жизни, чтобы произвести изгибную волну. Звезды позднего класса O с низкой светимостью обычно должны давать носовые волны, если эта модель верна. [39]

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б Ву, Чжэнь-Ю; Чжоу, Сюй; Ма, июнь; Ду, Цуй-Хуа (2009). «Орбиты рассеянных скоплений в Галактике». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 399 (4): 2146. arXiv : 0909.3737 . Bibcode : 2009MNRAS.399.2146W . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15416.x . S2CID  6066790 .
  2. ^ a b Мейсон, Брайан Д .; Wycoff, Gary L .; Харткопф, Вильгельм I; Дуглас, Джеффри Дж .; Уорли, Чарльз Э. (2001). "CD-ROM с двойной звездой военно-морской обсерватории США 2001 года. I. Вашингтонский двойной звездный каталог" . Астрономический журнал . 122 (6): 3466. Bibcode : 2001AJ .... 122.3466M . DOI : 10.1086 / 323920 .
  3. ^ a b Самусь, Н.Н. Дурлевич, О.В. и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  4. Перейти ↑ Caballero, JA (2014). «Звездная множественность в скоплении сигма Ориона: обзор». Обсерватория . 134 : 273. arXiv : 1408.2231 . Bibcode : 2014Obs ... 134..273C .
  5. ^ a b Echevarria, J .; Roth, M .; Варман Дж. (1979). «Фотометрическое исследование систем типа трапеции». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 4 : 287. Bibcode : 1979RMxAA ... 4..287E .
  6. ^ а б в г д Кабальеро, JA (2007). «Ярчайшие звезды скопления σ Ориона». Астрономия и астрофизика . 466 (3): 917–930. arXiv : astro-ph / 0701067 . Бибкод : 2007A & A ... 466..917C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20066652 . S2CID 14991312 . 
  7. ^ a b c Гринштейн, Джесси Л .; Валлерстайн, Джордж (1958). «Богатая гелием звезда, Sigma Orionis E». Астрофизический журнал . 127 : 237. Bibcode : 1958ApJ ... 127..237G . DOI : 10.1086 / 146456 .
  8. ^ a b Геттер, HH (1979). «Фотометрические исследования звезд в ORI OB1 / пояс /». Астрономический журнал . 84 : 1846. Bibcode : 1979AJ ..... 84.1846G . DOI : 10.1086 / 112616 .
  9. ^ a b c Townsend, RHD; Rivinius, Th .; Роу, Дж. Ф.; Моффат, AFJ; Мэтьюз, JM; Bohlender, D .; Neiner, C .; Телтинг, JH; Guenther, DB; Kallinger, T .; Кущниг, Р .; Ручинский, С.М.; Сасселов, Д .; Вайс, WW (2013). «БОЛЬШИНСТВО наблюдений σ Ori E: бросая вызов повествованию о центробежном прорыве». Астрофизический журнал . 769 (1): 33. arXiv : 1304.2392 . Bibcode : 2013ApJ ... 769 ... 33T . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 769/1/33 . S2CID 39402058 . 
  10. ^ a b Ducati, JR (2002). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов . 2237 . Bibcode : 2002yCat.2237 .... 0D .
  11. ^ Харченко, Н.В.; Scholz, R.-D .; Пискунов, А.Е .; Röser, S .; Шильбах, Э. (2007). «Астрофизические дополнения к ASCC-2.5: Ia. Лучевые скорости ˜55000 звезд и средние лучевые скорости 516 галактических рассеянных скоплений и ассоциаций». Astronomische Nachrichten . 328 (9): 889. arXiv : 0705.0878 . Bibcode : 2007AN .... 328..889K . DOI : 10.1002 / asna.200710776 . S2CID 119323941 . 
  12. ^ a b Ван Левен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A & A ... 474..653V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID 18759600 . 
  13. ^ Б с д е е г ч Schaefer, GH; Хаммел, Калифорния; Gies, DR; Завала, RT; Monnier, JD; Уолтер, FM; Тернер, штат Нью-Хэмпшир; Барон, Ф .; тен Браммелаар, Т. (01.12.2016). "Орбиты, расстояние и звездные массы массивной тройной звезды Ориона". Астрономический журнал . 152 (6): 213. arXiv : 1610.01984 . Bibcode : 2016AJ .... 152..213S . DOI : 10.3847 / 0004-6256 / 152/6/213 . ISSN 0004-6256 . S2CID 36047128 .  
  14. ^ a b c d e Simón-Díaz, S .; Caballero, JA; Lorenzo, J .; Maíz Apellániz, J .; Шнайдер, Франция; Negueruela, I .; Barbá, RH; Dorda, R .; Марко, А .; Montes, D .; Pellerin, A .; Sanchez-Bermudez, J .; Sódor, Á .; Сота, А. (2015). «Орбитальные и физические свойства тройной системы σ Ori Aa, Ab, B». Астрофизический журнал . 799 (2): 169. arXiv : 1412.3469 . Bibcode : 2015ApJ ... 799..169S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 799/2/169 . S2CID 118500350 . 
  15. ^ а б Хаммель, Калифорния; Завала, RT; Санборн, Дж. (2013). "Бинарные исследования с помощью прецизионного оптического интерферометра ВМФ". Центральноевропейский астрофизический бюллетень . 37 : 127. Bibcode : 2013CEAB ... 37..127H .
  16. ^ a b Hunger, K .; Heber, U .; Гроот, Д. (1989). «Расстояние до гелиевой переменной B-звезды HD 37479». Астрономия и астрофизика . 224 : 57. Bibcode : 1989A & A ... 224 ... 57H .
  17. ^ Альмагест . Британская энциклопедия. 1990. ISBN. 978-0-85229-531-1.
  18. ^ Хафез, Ихсан; Стивенсон, Ф. Ричард; Орчистон, Уэйн (2011). «Абдул-Рахан аль-Суфи и его книга неподвижных звезд: путешествие к новым открытиям». Освещение истории астрономии в Азиатско-Тихоокеанском регионе . Труды по астрофизике и космической науке. 23 : 121. Bibcode : 2011ASSP ... 23..121H . DOI : 10.1007 / 978-1-4419-8161-5_7 . ISBN 978-1-4419-8160-8.
  19. ^ Verbunt, F .; Ван Гент, Р.Х. (2010). «Три издания звездного каталога Тихо Браге. Машиночитаемые версии и сравнение с современным каталогом Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 516 : A28. arXiv : 1003,3836 . Бибкод : 2010A & A ... 516A..28V . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014002 . S2CID 54025412 . 
  20. ↑ Иоганн Байер (1987). Уранометрия . Публикации Олдбро Сент-Джон. ISBN 978-1-85297-021-5.
  21. ^ a b Simón-Díaz, S .; Caballero, JA; Лоренцо, Дж. (2011). «Третий массивный звездный компонент в системе σ Orionis AB». Астрофизический журнал . 742 (1): 55. arXiv : 1108.4622 . Bibcode : 2011ApJ ... 742 ... 55S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 742/1/55 . S2CID 118383283 . 
  22. ^ Frost, EB; Адамс, WS (1904). «Восемь звезд, лучевые скорости которых меняются». Астрофизический журнал . 19 : 151. Bibcode : 1904ApJ .... 19..151F . DOI : 10.1086 / 141098 .
  23. ^ Валлерстайн, Джордж (1959). «Радиальная скорость сигмы Ориона». Астрофизический журнал . 130 : 338. Bibcode : 1959ApJ ... 130..338W . DOI : 10.1086 / 146722 .
  24. ^ Уолборн, Нолан Р. (1974). «Новое явление в спектре Sigma Orionis E». Астрофизический журнал . 191 : L95. Bibcode : 1974ApJ ... 191L..95W . DOI : 10.1086 / 181558 .
  25. ^ a b Landstreet, JD; Борра, EF (1978). «Магнитное поле Sigma Orionis E». Астрофизический журнал . 224 : L5. Bibcode : 1978ApJ ... 224L ... 5л . DOI : 10.1086 / 182746 .
  26. ^ Уоррен, WH; Гессер, Дж. Э. (1977). «Фотометрическое исследование ассоциации Orion OB 1. I - Данные наблюдений». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 34 : 115. Bibcode : 1977ApJS ... 34..115W . DOI : 10.1086 / 190446 .
  27. ^ Холопов, ПН; Кукаркина, Н.П .; Перова Н.Б. (1979). "64-й именной список переменных звезд". Информационный бюллетень по переменным звездам . 1581 : 1. Bibcode : 1979IBVS.1581 .... 1K .
  28. ^ Wolk, Скотт Дж (1996). «Наблюдая, как звезды кружатся и кружатся». Bibcode : 1996PhDT ........ 63W . Cite journal requires |journal= (help)
  29. ^ Уолтер, FM; Wolk, SJ; Фрейберг, М .; Шмитт, JHMM (1997). «Открытие скопления σ Ориона». Memorie della Società Astronomia Italiana . 68 : 1081. Bibcode : 1997MmSAI..68.1081W .
  30. ^ Бежар, VJS; Osorio, MR Zapatero; Реболо, Р. (1999). «Поиски звезд с очень малой массой и коричневых карликов в скоплении молодого σ Ориона». Астрофизический журнал . 521 (2): 671. arXiv : astro-ph / 9903217 . Bibcode : 1999ApJ ... 521..671B . DOI : 10.1086 / 307583 . S2CID 119366292 . 
  31. Перейти ↑ Caballero, 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077885 . S2CID 118592865 . 
  32. Перейти ↑ Burnham, SW (1894). "Четырнадцатый каталог новых двойных звезд, обнаруженных в обсерватории Лик". Публикации Ликской обсерватории . 2 : 185. Bibcode : 1894PLicO ... 2..185B .
  33. ^ a b c d e Bouy, H .; Huélamo, N .; Martín, EL; Маркис, Ф .; Barrado y Navascués, D .; Kolb, J .; Marchetti, E .; Петр-Гоценс, МГ; Sterzik, M .; Иванов, ВД; Köhler, R .; Нюрнбергер, Д. (2009). «Глубокий взгляд на ядра молодых скоплений. I. σ-Orionis». Астрономия и астрофизика . 493 (3): 931. arXiv : 0808.3890 . Бибкод : 2009A & A ... 493..931B . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810267 . S2CID 119113932 . 
  34. ^ a b Эрнандес, Хесус; Кальвет, Нурия; Перес, Алиса; Брисеньо, Сезар; Ольгин, Лоренцо; Контрерас, Мария Э .; Хартманн, Ли; Аллен, Лори; Эспайлат, Екатерина; Эрнан, Рамирес (2014). «Спектроскопическая перепись в молодых звездных областях: скопление σ Ориона». Астрофизический журнал . 794 (1): 36. arXiv : 1408.0225 . Bibcode : 2014ApJ ... 794 ... 36H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 794/1/36 . S2CID 118624280 . 
  35. ^ Струве, Фридрих Георг Вильгельм; Коупленд, Ральф; Линдси, Джеймс Людовик (1876). «Таблица Струвеса (исправленная)». Публикации обсерватории Дун Эхт . 1 : 1. Bibcode : 1876PODE .... 1 .... 1S .
  36. ^ Маркони, М .; Molinaro, R .; Bono, G .; Pietrzyński, G .; Gieren, W .; Пилецкий, Б .; Стеллингверф, РФ; Graczyk, D .; Смолец, Р .; Конорски, П .; Сухомска, К .; Górski, M .; Карчмарек, П. (2013). «Затменная двойная цефеида OGLE-LMC-CEP-0227 в Большом Магеллановом облаке: моделирование пульсаций света и кривых радиальной скорости». Письма в астрофизический журнал . 768 (1): L6. arXiv : 1304.0860 . Bibcode : 2013ApJ ... 768L ... 6М . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 768/1 / L6 . S2CID 119194645 . 
  37. Перейти ↑ Caballero, JA (2005). «Ультра-маломассивные звезды и субзвездные образования в σ Orionis». Astronomische Nachrichten . 326 (10): 1007–1010. arXiv : astro-ph / 0511166 . Bibcode : 2005AN .... 326.1007C . DOI : 10.1002 / asna.200510468 . S2CID 16515794 . 
  38. ^ Hodapp, Klaus W .; Изерлоэ, Кристоф; Стеклум, Брингфрид; Краббе, Альфред (2009). «Σ Orionis IRS1 a и B: двоичный файл, содержащий свойство». Письма в астрофизический журнал . 701 (2): L100. arXiv : 0907.3327 . Bibcode : 2009ApJ ... 701L.100H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 701/2 / L100 . S2CID 18151435 . 
  39. ^ Ochsendorf, BB; Кокс, Нью-Джерси; Krijt, S .; Salgado, F .; Berné, O .; Bernard, JP; Капер, Л .; Тиленс, AGGM (2014). «Дует ветер: пылевая волна вокруг σ Orionis AB». Астрономия и астрофизика . 563 : A65. arXiv : 1401.7185 . Бибкод : 2014A & A ... 563A..65O . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322873 . S2CID 59022322 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • Поверните налево на Орион Невооруженным глазом и телескопическими видами
  • σ Страница исследователей Ориона в Институте астрофизики Андалусии
  • Январский гид по наблюдению за двойной звездой от Астрономического общества Южной Африки
  • Галерея ярких и множественных звезд, сделанная в обсерватории кампуса штата Фресно, в основном студентами