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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | オリオン |
| 赤経 | 05時間38分42.0秒[1] |
| 偏角 | −2° 36′ 00″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | A : 4.07 [2] B : 5.27 C : 8.79 D : 6.62 E : 6.66 (6.61 - 6.77 [3] ) |
| 特徴 | |
| AB | |
| スペクトル型 | O9.5V + B0.5V [4] |
| U−B色指数 | −1.02 [5] |
| B−V色指数 | −0.31 [5] |
| Ｃ | |
| スペクトル型 | A2V [6] |
| U−B色指数 | −0.25 [7] |
| B−V色指数 | −0.02 [7] |
| だ | |
| スペクトル型 | B2V [6] |
| U−B色指数 | −0.87 [8] |
| B−V色指数 | −0.17 [8] |
| え | |
| スペクトル型 | B2 ビペ[9] |
| U−B色指数 | −0.84 [10] |
| B−V色指数 | −0.09 [10] |
| 変数型 | SXアリ[3] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −29.45 ± 0.45 [11] km/s |
| 視差（π） | AB : 3.04 ± 8.92 [12] マス D : 6.38 ± 0.90 マス[12] |
| 距離 | 387.51 ± 1.32 [13] 個 |
| 絶対等級 (M V ) | −3.49 (Aa) −2.90 (Ab) −2.79 (B) [14] |
| 軌道[13] | |
| 主要な | ああ |
| 仲間 | アブ |
| 期間（P） | 143.2002 ± 0.0024日 |
| 半長径(a) | 0.0042860" (~360 R ☉ [15] ) |
| 偏心度（e） | 0.77896 ± 0.00043 |
| 傾斜（i） | 約56.378 ± 0.085° |
| 半振幅（K 1） （プライマリ） | 72.03 ± 0.25 km/s |
| 半振幅（K 2） （二次） | 95.53 ± 0.22 km/s |
| 軌道[13] | |
| 主要な | あ |
| 仲間 | B |
| 期間（P） | 159.896 ± 0.005年 |
| 半長径(a) | 0.2629 ± 0.0022″ |
| 偏心度（e） | 0.024 ± 0.005 |
| 傾斜（i） | 172.1 ± 4.6° |
| 詳細[14] | |
| σ オリ アア | |
| 質量 | 18 メートル☉ |
| 半径 | 5.6 ランク☉ |
| 明るさ | 41,700 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 4.20 CG |
| 温度 | 35,000K |
| 回転速度( v sin i ) | 135 km/秒 |
| 年 | 0.3 ミル |
| σ オリ アブ | |
| 質量 | 13 ヶ月☉ |
| 半径 | 4.8 ランク☉ |
| 明るさ | 18,600 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 4.20 CG |
| 温度 | 31,000 キロ |
| 回転速度( v sin i ) | 35 km/秒 |
| 年 | 0.9 ミル |
| σオリB | |
| 質量 | 14 ヶ月☉ |
| 半径 | 5.0 ランク☉ |
| 明るさ | 15,800 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 4.15 CG |
| 温度 | 29,000K |
| 回転速度( v sin i ) | 250 km/秒 |
| 年 | 1.9 ミル |
| 詳細[6] | |
| Ｃ | |
| 質量 | 2.7 万☉ |
| 詳細[16] | |
| だ | |
| 質量 | 6.8 万☉ |
| 表面重力（log g） | 4.3 CG |
| 温度 | 21,500 キロ |
| 回転速度( v sin i ) | 180 km/秒 |
| 詳細 | |
| え | |
| 質量 | 8.30 [9] メートル☉ |
| 半径 | 3.77 [9] R ☉ |
| 明るさ | 3,162 [17] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.2 ± 0.2 [17] cgs |
| 温度 | 22,500 [9] K |
| 回転 | 1.190847日[9] |
| 回転速度( v sin i ) | 140 ± 10 [17] km/s |
| 年 | 0.4-0.9 [17] ミル |
| その他の指定 | |
| AB : HD 37468、HR 1931、HIP 26549、SAO 132406、BD −02°1326、2MASS J05384476-0236001、メイリットAB | |
| C : 2MASS J05384411-0236062、メイリット 11238 | |
| D : HIP 26551、2MASS J05384561-0235588 、メイリット 13084 | |
| E : V1030 オリオニス、HR 1932、HD 37479、BD −02°1327、2MASS J05384719-0235405 、Mayrit 41062 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | σオリ |
| σ オリ C | |
| σ オリ D | |
| σ オリ E | |
| σオリ星団 | |
オリオン座シグマ星またはオリオン座シグマ星(σ Orionis、σ Ori) は、オリオン座にある多重星系で、若い散開星団の最も明るい星々で構成されています。散開星団の東端、アルニタクの南西、馬頭星雲の西に位置し、馬頭星雲を部分的に照らしています。構成星の合計明るさは 3.80 等です。
歴史
オリオン座σ星はオリオン座のベルトの東端にある肉眼で見える恒星で、古代から知られていたが、プトレマイオスの『アルマゲスト』には含まれていなかった。[18]アル・スーフィー にも言及されていたが、彼のカタログには正式には記載されていなかった。[19] より近代になって、ティコ・ブラーエによって測定され、カタログに含まれた。ケプラーの拡張版では、「Quae ultimam baltei praecedit ad austr.」（ベルトの最も外側の南に先行）と説明されている。[20] その後、ヨハン・バイエルの著書『ウラノメトリア』に、ギリシャ文字σ（シグマ）を持つ単独の星として記録された。彼はこれを「in enſe, prima」（剣の中に、最初に）と表現した。[21]また、フラムスティードの番号48 も与えられた。
1776年、クリスチャン・マイヤーは、星団ABとEの2つの要素を見て、σ Oriを三重星と表現し、その間にもう1つの要素があるのではないかと考えた。要素DはFGWストルーベによって確認され、彼は1876年に4つ目の要素（C）も追加して発表した。1892年、シャーバーン・ウェズリー・バーナムは、σ Ori A自体が非常に近い二重星であると報告したが、その後の観測者の多くはそれを確認できなかった。20世紀後半には、σ Ori A/Bの軌道が解明され、当時は最も質量の大きい連星の1つであった。[22]
σ Ori A は1904 年に視線速度が変動することが発見され、単線スペクトル連星であると考えられました。[23]伴星の スペクトル線は捉えにくく、しばしばまったく見えませんでした。これはおそらく、急速な自転によってスペクトル線が広がっているためでしょう。報告されたスペクトル連星の状態が、実際に既知の視覚的伴星 B を指しているのかどうかについては混乱がありました。最終的に 2011 年に、この系は内側のスペクトル対とより広い視覚的伴星を持つ三重連星であることが確認されました。[22]内側の対は2013 年に干渉計で 解像されました。[15]
σオリEは1956年にヘリウムに富む星として特定され、[7] 1959年に視線速度が変動し、[24] 1974年に放射特性が変動し、[25] 1978年に異常に強い磁場を持ち、[26] 1977年に測光的に変動し、[27] 1979年に正式に変光星として分類されました。[28]
1996年、オリオン座のベルトの領域で多数の低質量前主系列星が確認された。 [29] 特に密集した集団がオリオン座σ星の周囲にあることが発見された。[30] 多数の褐色矮星が、明るいオリオン座σ星と同じ領域、同じ距離に見つかった。[31]同じ方向にある115個の非メンバーを含む、この星団の可視光、赤外線、X線天体は、メイリットカタログに通し番号付きで 記載されたが、中心星は単にメイリットABと記載された。 [32]
クラスタ
HD 294268、F6e、推定メンバー
HD 294275、A0
HD 294297、G0
HD 294300、G5 Tタウリ星
HD 294301、A5
オリオン座σ星団は、オリオン座OB1b 星団の一部で、一般にオリオン座ベルトと呼ばれています。この星団は、1996年にオリオン座σ星団の周囲に前主系列星の集団が発見されるまで認識されていませんでした。それ以来、この星団は近距離にあり、星間絶滅が起こっていないことから、広く研究されてきました。この星団での星形成は300万年前に始まったと計算されており、星団は地球から約360パーセク離れています。 [6]
星団の中心角1分には、特に明るい5つの星が見え、最も明るい星σ Ori Aからの距離順にAからEのラベルが付けられている。最も近いペアABはわずか0.2インチから0.3インチしか離れていないが、12インチの望遠鏡で発見された。[ 33] σ Ori Aから3.3インチ離れた 赤外線および電波源IRS1は、星雲の塊であると考えられていたが、2つの太陽系外恒星に分解された。これに関連する変光X線源があり、 Tタウリ星であると推定されている。[34]
この星団にはスペクトル型AまたはBに属する他の多くの恒星が含まれていると考えられている：[6] [35]
- HD 37699、馬頭星雲に非常に近いB5巨星
- HD 37525、B5主系列星および分光連星
- HD 294271、2つの低質量の伴星を持つB5の若い恒星
- HD 294272、2つのBクラスの若い恒星を含む連星
- 特異なA1主系列星HD 37333
- HD 37564、A8 の若い恒星
- V1147 Ori、B9.5 巨星およびα 2 CVn 変光星
- HD 37686、HD 37699に近いB9.5主系列星
- HD 37545、B9主系列の外れ
- HD 294273、A8 の若い恒星
- 2MASS J05374178-0229081、A9若い恒星
HD 294271とHD 294272は「二重」星ストルーベ761（またはSTF 761）を構成している。これは、ストルーベ762としても知られるオリオン座σ星から3分の距離にある。[36]
中心星から1分角以内に、30を超える他のクラスターメンバーが検出されており、そのほとんどは褐色矮星やS Ori 60などの惑星状質量天体ですが、 [37]初期のM型赤色矮星2MASS J05384746-0235252と2MASS J05384301-0236145も含まれます。[34] 合計で数百の低質量天体がクラスターメンバーであると考えられており、これには分光学的に測定された約100個のM型星、約40個のK型星、および少数のG型およびF型天体が含まれます。多くは中心核に集まっていますが、10分角以上に渡って散在する関連天体のハローがあります。[35]クラスターには少数のL型矮星が含まれており、これらは惑星状質量天体であると判断されています。[38]過去には少数のT型矮星がこの星団の一部であると考えられていたが、これまでのところこれらのT型矮星のほとんどは前景にある褐色矮星であることが判明している。[39]これらのL型矮星の一部（約29％）は塵の円盤に囲まれている。[40]この星団には、褐色矮星SE 70と惑星質量天体S Ori 68からなるペアも含まれており、これらは1700天文単位離れている。[41] 2024年にALMAで行われたK型星と初期のM型星の高解像度画像では、これらの星の周りの円盤に隙間とリングが示された。Haro 5-34（SO 1274、K7型星）と呼ばれる星の1つには、共鳴鎖状に配置されているように見える5つの隙間が示された。銀河団内のディスクは、オリオン座σ星による外部光蒸発のためか、あるいはその領域が中程度の年齢であるため、小さい。[42]
σ オリオン AB
オリオン座σ星系で最も明るい恒星は、O 型後期の恒星のように見えますが、実際には Aa、Ab、B と名付けられた 3 つの恒星で構成されています。内側のペアは 143 日ごとに非常に偏心した軌道を一周しますが、外側の恒星は 157 年ごとにほぼ円形の軌道を一周します。この恒星は、二重星であることが最初に発見されて以来、まだ一周していません。3 つとも、質量が 11 から 18 M ☉の非常に若い主系列の恒星です。
コンポーネント
主星AaはO9.5型の星で、温度は35,000 K、光度は40,000 L ☉を超えています。B0.5主系列星を表す線は、温度31,000 K、光度18,600 L ☉の近い伴星Abに属することが示されています 。それらの距離は、天文単位の半分未満から約2 AUまで変化します。従来の単鏡望遠鏡では直接撮影できませんが、それぞれの視覚等級は4.61と5.20と計算されています。[14]オリオン座σ星Aの2つの成分は、 CHARAアレイを使用して干渉法で分解されており、干渉法と視覚観測を組み合わせることで、非常に正確な軌道が得られています。[13]
三重星の外側の星である成分 B のスペクトルは検出できない。σ Ori B の光度寄与は測定可能で、B0-2 主系列星である可能性が高い。視等級 5.31 は σ Ori Ab と同程度なので容易に見えるはずだが、スペクトル線が非常に広がっており、他の 2 つの星を背景にして見えないと推測される。[14]成分 B の軌道は、 NPOIおよび CHARA アレイを使用して正確に計算されている。3 つの星の軌道を組み合わせると、 HIPPARCOS視差よりも大幅に正確な視差が得られる。[13]
2つの軌道の傾斜角は、相対的な傾斜角を計算できるほど正確にわかっている。2つの軌道面は30°以内の直交角を持ち、内側の軌道は順行、外側の軌道は逆行している。少し意外ではあるが、この状況は三重星系では必ずしも珍しいことではない。[13]
質量の不一致
これら 3 つの構成星の質量は、表面重力の分光学的計算と分光学的質量、進化モデルと観測された物理的特性の比較による星の進化的質量と年齢の決定、または星の軌道運動からの動的質量の決定によって計算できます。σ Orionis の各構成星の分光学的質量には大きな誤差がありますが、動的質量と分光学的質量は約 1 M ☉の精度であると考えられており、σ Orionis A の 2 つの構成星の動的質量は約 4 分の 1 M ☉以内の精度であることがわかっています。ただし、動的質量はすべて進化的質量よりも誤差の範囲を超えて大きく、これはシステム的な問題を示しています。[14] [13]この種の質量の不一致は、多くの星に見られる一般的で長年の問題です。[43]
年齢
各恒星の観測または計算による物理的特性と理論的な恒星の進化の軌跡を比較することで、恒星の年齢を推定することができます。Aa、Ab、Bの各構成要素の推定年齢はそれぞれ次のようになります。0.3+1.0
−0.3ミール、0.9+1.5
−0.9ミール、そして1.9+1.6
−1.9大きな誤差の範囲内では、これらはすべて互いに一致していると考えられますが、σオリオン座銀河団全体の推定年齢2～3百万年と一致させることは困難です。[13]
オリオン座σ星C
オリオン座σ星団の主星の中で最も暗いのはC星団である。また、σ星団ABに最も近い星で、距離は11"、3,960天文単位に相当する。A型主系列星である。σ星団Cには、2"離れたところにCb [44]およびMAD-4と呼ばれる暗い伴星がある。 [34] Cbは、赤外線波長でσ星団Caより5等級暗く、Kバンド等級は14.07であり、褐色矮星である可能性が高い。[34]
オリオン座σ星D
コンポーネント D は、6.62 等級の典型的な B2 主系列星です。σ Ori AB から 13" 離れており、4,680 AU に相当します。サイズ、温度、明るさは σ Ori E と非常に似ていますが、その星の異常なスペクトル特性や変動は見られません。
オリオン座σ星E
E 星は珍しい変光星で、SX アリエティス変光星として分類され、オリオン座 V1030 星としても知られています。ヘリウムに富み、強い磁場を持ち、1.19 日の自転周期の間に 6.61 等から 6.77 等の間で変化します。スペクトル型は B2 Vpe です。この変動は、磁場によって引き起こされる表面輝度の大規模な変化によるものと考えられています。自転周期は磁気ブレーキにより遅くなっています。[9]自転周期の変化が直接測定された数少ない磁性星の 1 つです。[17] σ Ori E は σ Ori AB から 41"、約 15,000 AU 離れています。[2]
磁場は -2,300 ガウスから +3,100ガウスまで大きく変化し、明るさの変化や自転周期と一致する。これには少なくとも 10,000 G の磁気双極子が必要である。最小輝度付近では、光球上を回転するプラズマ雲に起因するシェル型のスペクトルが現れる。スペクトルのヘリウム増加は、水素が磁極に向かって優先的に捕捉され、赤道付近に余分なヘリウムが残るためである可能性がある。[26] ある時点では、σ Ori E は、進化の年齢とサイズのモデル化から、クラスターの他のメンバーよりも遠く、古い可能性があることが示唆されていました。 [16]しかし、ガイアの視差により、σ Ori E はクラスター内にあり、その後のモデル化では、年齢が 100 万年未満と非常に若いことが示唆されました。[17]
σ Ori Eには、約1/3秒角離れたところに暗い伴星がある。ヘリウムを多く含む主星よりも約5等級暗く、Kバンド赤外線波長では約10-11等級である。0.4 - 0.8 M ☉の低質量星であると推定されている。[34]
オリオン座σ星 IRS1
赤外線源 IRS1 は σ Ori A に近い。これは低質量天体のペア、プロプライド、およびおそらく 3 番目の天体に分解されている。明るい方の天体は M1 スペクトルクラスで、質量はM ☉の約半分であり 、比較的普通の低質量星のように見える。暗い方の天体は非常に珍しく、水素とヘリウムの輝線を伴う M7 または M8 の吸収スペクトルが薄まっている。解釈としては、σ Ori A によって 光蒸発しているプロプライドに埋め込まれた褐色矮星である。IRS1 からのX 線放射は、 T タウリ星の周囲に降着円盤があることを示唆しているが、これがプロプライドのシナリオとどのように適合するかは不明である。[46]
砂塵の波
赤外線画像では、σ Ori AB を中心とする顕著な弧が見える。これは O 型恒星から約 50 インチ離れており、距離は約 0.1 パーセクである。恒星の空間運動に沿って、IC434 (馬頭星雲) の方向に向いている。外観はボウショックに似ているが、放射の種類からボウショックではないことがわかる。約 45 ミクロンでピークに達する観測された赤外線放射は、68 K と 197 K の 2 つの近似黒体成分でモデル化できる。これらは、2 つの異なるサイズの塵粒子によって生成されたものと考えられる。
アークの物質は、馬頭星雲の周りの分子雲からの光蒸発によって生成されると理論づけられています。塵は、オリオン座σ星団の中心にある高温の星からの放射圧によって、分子雲から運ばれたガスから切り離されます。塵は、加熱された密度の高い領域に蓄積され、可視赤外線の形状を形成します。
「ダスト波」という用語は、ダストが堆積してもガスがほとんど影響を受けない場合に使用され、ダストとガスの両方が停止する「弓状波」とは対照的です。ダスト波は、星間物質が十分に濃く、恒星風が十分に弱いため、ダストのスタンドオフ距離が弓状衝撃波のスタンドオフ距離よりも大きい場合に発生します。これは明らかに動きの遅い星でより起こりやすいですが、動きの遅い明るい星は、弓状波を生成するのに十分な寿命を持っていない可能性があります。このモデルが正しければ、低光度の後期O型星は一般的に弓状波を生成するはずです。[47]
距離
オリオン座σ星とその周囲の星団までの距離は歴史的に不確かであった。 ヒッパルコス視差はいくつかの推定メンバーについては利用可能であったが、オリオン座σ星の構成要素については不確実性が非常に高かった。公表された距離推定値は352 個から473 pc . [17]力学的 視差2.5806 ± 0.0088 masは、 2つの中心星の軌道から導き出され、距離は387.5 ± 1.3 pc . [13]
ガイアは、褐色矮星を含む数百の星団メンバーと、星団の視野内にある数千のその他の恒星の視差を公開している。星団はかなり広がっていることがわかっているが、平均距離は約391+50
−40 pc . [17] Gaia Early Data Release 3のコンポーネントC、D、Eの視差は2.4720 ± 0.0293 マス、[48] 2.4744 ± 0.0622 mas、[49]およびそれぞれ2.3077 ± 0.0647 masである。[50] これらは、天文測定上の過剰ノイズが大きいにもかかわらず、統計的不確実性は低い。中心AB成分のガイア視差は公表されていない。対応する距離は402 ± 4 個、401 ± 9 個、および成分C、D、Eはそれぞれ428 ± 12pcであった。 [51]
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外部リンク
- オリオン座で左折 肉眼と望遠鏡で見る
- σ Orionis 2016 年 4 月 15 日にアンダルシア天文学研究所のウェイバック マシン研究者ページにアーカイブ
- 南アフリカ天文学会による1月の二重星観測ガイド
- フレズノ州立大学のキャンパス天文台で主に学生が撮影した明るい多重星のギャラリー
- より簡単な説明と写真のためにオリオン座の五重星