오리온자리 시그마

Sigma Orionis
오리온자리 σ
Orion constellation map.svg
Red circle.svg
σ 오리(동그라미)의 위치
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 오리온
우측 상승 05h 38m 42.0s[1]
탈위임 −2° 36′ 00″[1]
겉보기 크기 (V) A: 4.07[2]
B: 5.27
C: 8.79
D: 6.62
E: 6.66 (6.61 - 6.77[3])
특성.
AB
스펙트럼형 O9.5V + B0.5V[4]
U-B색지수 −1.02[5]
B-V색지수 −0.31[5]
C
스펙트럼형 A2 V[6]
U-B색지수 −0.25[7]
B-V색지수 −0.02[7]
D
스펙트럼형 B2 V[6]
U-B색지수 −0.87[8]
B-V색지수 −0.17[8]
E
스펙트럼형 B2 Vpe[9]
U-B색지수 −0.84[10]
B-V색지수 −0.09[10]
변수형 SX 아리[3]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)-29.45 ± 0.45km[11]/s
시차 (π)AB: 3.04 ± 8.92[12] 마스
D: 6.38 ± 0.90[12] 마스
거리387.51 ± 1.32[13] pc
절대치수 (MV)−3.49 (Aa)
-2.90(Ab)
−2.79 (B)[14]
궤도[13]
1차Aa
동반자AB
기간 (P)143.22 ± 0.0024일
반주축 (a)0.0042860"
(~360R☉[15])
편심성 (e)0.77896 ± 0.00043
기울기 (i)~56.378 ± 0.085°
반암도 (K1)
(iii)		72.03 ± 0.25km/s
반암도 (K2)
(2차)		95.53 ± 0.22 km/s
궤도[13]
1차A
동반자B
기간 (P)159.896 ± 0.005 yr
반주축 (a)0.2629 ± 0.0022″
편심성 (e)0.024 ± 0.005
기울기 (i)172.1 ± 4.6°
세부사항[14]
σ 오리 아
미사18 M☉
반지름5.6 R☉
루미도41,700 L☉
표면 중력 (log g)4.20 cgs
온도35,000K
회전 속도 (v sin i)시속 135km
나이0.3Myr
σ 오리 압
미사13 M☉
반지름4.8 R☉
루미도18,600 L☉
표면 중력 (log g)4.20 cgs
온도31,000 K
회전 속도 (v sin i)초속 35km/s
나이0.9 마이어
σ 오리 B
미사14 M☉
반지름5.0 R☉
루미도15,800 L☉
표면 중력 (log g)4.15 cgs
온도29,000K
회전 속도 (v sin i)시속 250km
나이1.9 마이어
세부사항[6]
C
미사2.7 M☉
세부사항[16]
D
미사6.8 M☉
표면 중력 (log g)4.3 cgs
온도21,500 K
회전 속도 (v sin i)180km/s
세부사항[9]
E
미사8.30 M☉
반지름3.77 R☉
표면 중력 (log g)3.95 cgs
온도22,500 K
회전1.1547일
기타 지정
시그마 오리온스, 시그마 오리온스, σ 오리온스, σ 오리온스, 오리온스 48, 오리온스 48
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
데이터베이스 참조
심바드σ 오리
σ 오리 C
σ 오리 D
σ 오리 E
σ 오리 성단

시그마 오리온리스(Sigma Orionis) 또는 시그마 오리온(Sigma Ori, is Ori)은 오리온자리에 있는 복수 항성계로, 젊은 오픈 군집의 가장 밝은 구성원으로 구성되어 있다.그것은 벨트의 동쪽 끝, 알니탁 남서부, 말머리 성운의 서쪽 끝에서 발견되며 부분적으로 빛을 발한다.성분 별의 총 밝기는 진도 3.80이다.

역사

σ 오리온자리(오른쪽 아래)와 말머리 성운.더 밝은 별은 알니탁과 알닐람이다.

σ 오리온스는 오리온 벨트 동쪽 끝에 있는 육안별로, 옛날부터 알려져 있지만 프톨레마이오스 알마게스트에는 포함되지 않았다.[17]그것은 알 수피에 의해 언급되었지만, 그의 카탈로그에는 공식적으로 열거되지 않았다.[18]좀 더 현대적인 시대에는 타이코 브라헤에 의해 측정되었고 그의 카탈로그에 포함되었다.케플러의 확장에서는 "Quae altimam baltei praecedit ad orsturr"(벨트의 가장 바깥쪽, 남쪽으로)로 표현된다.[19]그 후 요한 바이엘이 우라노메트리아에 그리스 문자 ((시그마)로 단일 항성으로 기록하였다.그는 그것을 "enſe, prima"(칼에 먼저)라고 묘사했다.[20]플램스티드 지정 48호도 주어졌다.

1776년 크리스티안 메이어는 오리를 성분 AB와 E를 본 적이 있는 트리플 스타로 묘사했고, 둘 사이에 또 다른 것이 있는 것으로 의심했다.구성요소 D는 FGW Struve에 의해 확인되었고, 그는 또한 1876년에 출판된 네 번째 (C)를 추가했다.1892년 셰르버네 웨슬리 번햄은 비록 많은 후기 관찰자들이 그것을 확인하지는 못했지만, ori 오리 A 그 자체는 매우 근접한 더블이었다고 보고했다.20세기 후반에는 ori 오리 A/B의 궤도가 해결되었고 당시 알려진 가장 거대한 바이너리 중 하나였다.[21]

σ 오리 A는 1904년에 단일선 스펙트럼 분석 이진을 나타내는 것으로 간주되어 방사상 가변속도가 발견되었다.[22]2차선의 스펙트럼 라인은 눈에 띄지 않았고 빠른 회전에 의해 넓어지기 때문에 전혀 보이지 않는 경우가 많았다.보고된 분광학적 이진 상태가 알려진 시각적 동반자 B를 실제로 참조했는지에 대해 혼동이 있었다.마침내 2011년에, 이 시스템은 내부 분광 쌍과 더 넓은 시각적 동반자를 가진 세 배라는 것이 확인되었다.[21]내부 쌍은 2013년에 계량학적으로 해결되었다.[15]

σ 오리 E는 1956년에 [7]헬륨이 풍부하고 1959년에 방사속도가 [23]가변적이었으며 1974년에 가변배출특성,[24] 1978년에 비정상적으로 강한 자기장을 [25]가졌으며 1977년에 광학적으로 변동성이 있으며,[26] 1979년에 공식적으로 가변성으로 분류되었다.[27]

1996년에는 오리온 벨트 지역에서 저질량 프리메인 시퀀스 별들이 다수 확인되었다.[28]오리온자리 σ주위에 놓여있는 특별한 밀접한 그룹이 발견되었다.[29]많은 수의 갈색 왜성이 밝은 오리온자리 별과 같은 지역과 거리에서 발견되었다.[30]같은 방향으로 누워 있는 비회원 115명을 포함한 군집 내 광학, 적외선, X선 물체는 단순히 메이리트 AB로 나열한 중심별을 제외하고 가동 번호로 메이리트 카탈로그에 등재되었다.[31]

군집

본문에 기술된 σ 오리온자리 성단의 주요 별들, 더하기:
HD 294268, F6e, 가능한 멤버
HD 294275, A0
HD 294297, G0
HD 294300, G5 T 타우리 별
HD 294301, A5

orion 오리온자리 군집은 오리온자리 OB1b 항성조합의 일부로서 흔히 오리온자리 벨트로 불린다.이 성단은 1996년 σ 오리 주위에서 예비 주계열성 집단이 발견될 때까지 인식되지 않았다.그 이후로 그것은 그것의 폐쇄성과 성간 멸종의 부족으로 인해 광범위하게 연구되었다.성단 내 항성생성은 300만년(myr) 전부터 시작됐으며 약 360pc 떨어져 있는 것으로 계산됐다.[6]

성단의 중앙 호 분에는 가장 밝은 성분인 ori 오리 A로부터 거리 순서로 A에서 E로 표시된 특별히 밝은 별 5개가 보인다.가장 가까운 쌍의 AB는 0.2인치 - 0.3인치만 떨어져 있을 뿐 12인치 망원경으로 발견되었다.[32]ne 오리A의 적외선 및 전파원 IRS1, 3.3"이 성운 조각으로 간주되어 2개의 아태성 항성으로 분해되었다.T 타우리 항성으로 추정되는 연관 변수 X선원이 있다.[33]

군집은 스펙트럼 등급 A 또는 B의 다른 별들을 포함하는 것으로 간주된다.[6][34]

  • HD 37699, 말머리 성운과 매우 가까운 B5 외곽의 거인
  • HD 37525, B5 주 시퀀스 별 및 분광형 바이너리
  • HD 294271, 두 명의 낮은 질량의 동반자가 있는 B5 젊은 별의 물체
  • HD 294272, B급 어린 항성 물체 2개를 포함하는 이진수
  • HD 37333, 독특한 A1 주계열성
  • HD 37564, A8 젊은 별의 물체
  • V1147 오리, B9.5 거인 및 α2 CVn 변수
  • HD 37686, HD 37699에 가까운 B9.5 주계열성
  • HD 37545, 외곽 B9 주 시퀀스
  • HD 294273, A8 젊은 별의 물체
  • 2MASS J05374178-0229081, A9 어린 항성 물체

HD 294271과 HD 294272는 "더블" 별 Struve 761(또는 STF 761)을 이룬다.슈트루브 762라고도 하는 orion 오리온리스에서 3아크 분 거리에 있다.[35]

30개 이상의 다른 개연성 군집 구성원이 중심 항성의 아크 분 내에 검출되었으며, 대부분 갈색 왜성과 S Ori 70과 같은 행성 질량 물체가 있지만 초기 M 적색 왜성 2MASS J05384746-0235252와 2MASS J05384301-0236145를 포함한다.[33]총 수백 개의 저질량 물체가 클러스터 멤버로 생각되는데, 여기에는 분광학적으로 측정한 등급 M 별 100여 개, K급 별 40여 개, G급과 F급 물체 한 줌 등이 포함된다.많은 것들이 중심핵에 분류되지만, 10 아크 분 이상에 걸쳐 산재해 있는 관련 물체의 후광이 있다.[34]

σ 오리온자리 AB

σ 오리온자리 계통의 가장 밝은 멤버는 O급 후기 스타로 등장하지만, 실제로는 3개의 별로 이루어져 있다.안쪽 쌍은 143일에 한 번씩 고도로 편심된 궤도를 완성하고, 바깥쪽 별은 157년에 한 번씩 근원 궤도를 완성한다.쌍성이라는 것이 처음 발견된 이후 아직 완전한 궤도를 완성하지 못했다.세 개 모두 질량이 11~18 사이인 매우 젊은 주계열성이다.M☉.

구성 요소들

작은 망원경에 의한 시그마 오리온자리 항성계의 이미지.구성 요소 E, D, AB, C가 왼쪽에서 오른쪽으로 보인다.

주성분인 AA는 O9.5 등급 별이며, 온도는 35,000K이고 광도는 40,000이 넘는다.L☉. B0.5 주계열성을 나타내는 선은 31,000 K의 온도와 18,600의 광도를 가진 가까운 동반자 Ab에 속하는 것으로 나타났다.L그들의 분리는 0.5 천문단위 이하에서 약 2 AU까지 다양하다☉.기존의 단일 거울 망원경으로 직접 이미지를 찍을 수는 없지만 각각의 시각적 크기는 4.61과 5.20으로 계산되었다.[14]σ Orionis A의 두 성분은 CHARA 배열을 이용하여 계간적으로 해결되었으며, 계간 관측과 시각 관측을 조합하여 매우 정확한 궤도를 산출한다.[13]

삼중의 외성인 성분 B의 스펙트럼은 검출할 수 없다.σ 오리 B의 점성 기여도를 측정할 수 있으며, B0-2 주계열성이 될 가능성이 있다.시각적 규모 5.31은 σ 오리아브와 비슷해 쉽게 볼 수 있어야 하지만, 다른 두 별을 배경으로 스펙트럼 라인이 크게 넓어 보이지 않는 것으로 추측된다.[14]구성요소 B의 궤도는 NPOI와 CARA 배열을 사용하여 정밀하게 계산되었다.세 개의 별을 합친 궤도는 히파르코스 시차보다 현저히 정밀한 시차([13]parcos 시차

두 궤도의 기울기는 상대적 기울기를 계산하기에 충분할 정도로 정확하게 알려져 있다.두 개의 궤도 평면은 직교에서 30° 이내에 있으며, 내부 궤도는 프로그램되고 외부는 역행한다.약간 놀랍기는 하지만, 이러한 상황은 트리플 시스템에서 반드시 드문 것은 아니다.[13]

질량 불일치

이 세 가지 성분 별의 질량은 다음과 같이 계산할 수 있다: 표면 중력과 따라서 분광 질량의 분광학적 계산, 별의 나이와 진화 질량을 결정하기 위한 관찰된 물리적 특성과의 진화 모델 비교, 또는 의 궤도 운동으로부터 동적 질량의 결정.별들σ 오리온스의 각 성분에 대해 발견되는 분광질량은 오차 한계는 크지만, 역학질량과 분광질량은 약 1로 정확한 것으로 간주된다.Mand 오리온자리 A의 두 성분의 동적 질량은 약 1/4 이내로 알려져 있다☉.M그러나☉, 역동적인 질량은 모두 진화질량보다 오차범위보다 더 크기 때문에 시스템적인 문제를 나타낸다.[14][13]이런 종류의 질량 불일치는 많은 별에서 발견되는 공통적이고 오랜 문제야.[36]

한참

각 항성의 관측되거나 계산된 물리적 성질을 이론적인 항성 진화 궤도와 비교하면 항성의 나이를 추정할 수 있다.성분인 Aa, Ab, B의 추정 연령은 각각 0.3+1.0-0
.3Myr, 0.9+1.5-0
.9Myr, 1.9+1.6-1
.9Myr이다.큰 오차범위 내에서 이들 모두 서로 일치한다고 볼 수 있지만, 전체적으로 2-3Myr로 추정되는 오리온 성단의 나이와 일치하기는 어렵다.[13]

오리온자리 C

오리온자리 메인 별 중 가장 희미한 멤버는 성분 C이다.또한 1960 천문 단위에 해당하는 11"의 σ 오리 AB에 가장 가깝다.A형 주계열성이다.σ 오리 C는 Cb와[37] MAD-4로 불리는 희미한 동반자 2"를 가지고 있다.[33]cb는 적외선 파장에서 σ 오리 카보다 실신하는 5개의 크기, K밴드 규모 14.07로 갈색 왜성일 가능성이 높다.[33]

σ 오리온자리 D

성분 D는 진도 6.62의 상당히 전형적인 B2 주계열성이다.σ 오리 AB로부터 13"이며, 4,680 AU에 해당한다.크기, 온도, 밝기는 σ 오리 E와 매우 유사하지만, 그 별의 특이한 스펙트럼 특징이나 변동성은 전혀 보이지 않는다.

orion 오리온자리 E

성분 E는 특이한 변수 항성으로 SX 아리에티스 변수로 분류되며 V1030 오리온자리라고도 한다.헬륨이 풍부하고 자기장이 강하며 1.19일 회전 기간 동안 규모 6.61과 6.77에 따라 차이가 난다.그것은 B2 Vpe의 스펙트럼 타입을 가지고 있다.그 변동성은 자기장에 의해 발생하는 표면 밝기의 큰 변화 때문인 것으로 생각된다.자석 제동에 의해 회전 주기가 느려지고 있으며,[9] 자석 별 중 회전 주기가 직접 측정되는 몇 안 되는 자석 별 중 하나이다.[38]오리 E는 약 15,000AU의 오리 AB로부터 41"이다.[2]

자기장은 -2,300부터 +3,100가우스까지의 가변성이 매우 높아 밝기 변화 및 가능한 회전 주기와 일치한다.이를 위해서는 최소 10,000 G의 자기 쌍극자가 필요하다.최소 밝기 주위에는 광권 위를 회전하는 플라즈마 구름으로 인해 쉘형 스펙트럼이 나타난다.스펙트럼의 헬륨 향상은 수소가 자기 극을 향해 우선적으로 갇히게 되어 적도 부근에 과잉 헬륨이 남게 되기 때문일 수 있다.[25]어느 시점에서는 ori 오리 E가 진화의 나이와 크기를 모델링하는 것에서, 클러스터의 다른 구성원들보다 더 멀고 오래될 수 있다는 것을 암시했다.[16]그러나 가이아 시차들은 ori 오리 E를 성단 안에 배치하고, 이후 모델링을 통해 100만년도 채 되지 않은 매우 젊음을 암시하고 있다.[38]

오리가 3분의 1초 정도 떨어진 곳에 희미한 동반자가 있다.K밴드 적외선 파장에서는 10-11 정도의 크기인 헬륨이 풍부한 1차 때보다 약 5개의 크기가 희미하다.질량이 낮은 항성 0.4~0.8로 추정된다.M☉.[33]

σ 오리온자리 IRS1

적외선 소스 IRS1은 σ 오리 A에 가깝다.그것은 한 쌍의 낮은 질량의 물체, 예언된 물체, 그리고 가능한 제3의 물체로 해결되었다.밝은 물체는 M1 스펙트럼 등급으로 질량이 반 정도 된다.M☉, 그리고 비교적 정상적인 저질량 항성으로 보인다.실신하는 물체는 희석된 M7 또는 M8 흡수 스펙트럼과 수소와 헬륨의 방출선을 보여 매우 특이하다.IRS1의 σ Ori A X선 방출에 의해 광증발되는 프로펠드 안에 내장된 갈색 왜성이 T T Tauri 별 주위에 억양 원반이 존재함을 암시하지만, 이것이 프로펠드 시나리오와 어떻게 부합할 수 있을지는 불분명하다는 해석이다.[39]

먼지파

적외선 빛에 있는 호와 붉은색은 22미크론을 나타낸다.

적외선 영상에서 눈에 띄는 호는 σ Ori AB를 중심으로 볼 수 있다.O급 별에서 약 50인치 떨어져 있으며, 거리가 0.1파섹 정도 된다.항성의 우주 운동에 맞춰 호레세헤드 성운인 IC434를 향해 있다.외형은 활쏘기와 비슷하지만 방사선의 종류는 활쏘기가 아니라는 것을 알 수 있다.관측된 적외선 방출은 약 45미크론에서 정점을 찍은 것으로, 한 개는 68K, 한 개는 197K로 두 개의 대략적인 흑체 구성 요소로 모델링할 수 있다.이것들은 두 개의 서로 다른 크기의 먼지 알갱이들에 의해 만들어지는 것으로 생각된다.

원호의 물질은 말머리 성운 주위의 분자 구름에서 광증진하여 생성되는 것으로 이론화되었다.분자 구름으로부터 자신을 운반해 온 기체로부터 먼지는 σ 오리 성단 중앙에 있는 뜨거운 별들의 방사선 압력에 의해 분자 구름으로부터 먼지는 분자 구름으로부터 분리된다.이 먼지는 가열되어 보이는 적외선 모양을 형성하는 밀도가 높은 지역으로 축적된다.

먼지와 가스가 모두 멈추는 '태양파'와는 달리 먼지가 쌓이지만 가스는 영향이 크지 않을 때 '먼지파'라는 말이 적용된다.먼지파는 성간 매질이 충분히 밀도가 높고 별 바람이 약하여 먼지 대기 거리가 활 충격의 대기 거리보다 클 때 발생한다.이것은 분명히 느리게 움직이는 별의 경우 더 가능성이 높겠지만, 느리게 움직이는 발광 별은 활파를 생성할 수 있을 만큼 수명이 길지 않을 수 있다.저조도 후기 등급 O 별은 이 모델이 정확하다면 일반적으로 활파를 생성해야 한다.[40]

참조

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