Sigma Orionis o Sigma Ori (σ Orionis, σ Ori) es un sistema estelar múltiple en la constelación de Orión , que consiste en los miembros más brillantes de un cúmulo abierto joven . Se encuentra en el extremo oriental del cinturón , al suroeste de Alnitak y al oeste de la Nebulosa Cabeza de Caballo , a la que ilumina parcialmente. El brillo combinado de las estrellas que lo componen es de magnitud 3,80.
σ Orionis es una estrella visible a simple vista en el extremo oriental del Cinturón de Orión, y ha sido conocida desde la antigüedad, pero no fue incluida en el Almagesto de Ptolomeo . [18] Fue mencionada por Al Sufi , pero no figura formalmente en su catálogo. [19] En tiempos más modernos, fue medida por Tycho Brahe e incluida en su catálogo. En la extensión de Kepler se describe como "Quae ultimam baltei praecedit ad austr." (precediendo al extremo más externo del cinturón, al sur). [20] Luego fue registrada por Johann Bayer en su Uranometria como una estrella única con la letra griega σ (sigma). La describió como "in enſe, prima" (en la espada, primero). [21] También se le dio la designación Flamsteed 48.
En 1776, Christian Mayer describió a σ Ori como una estrella triple, tras haber visto los componentes AB y E, y sospechado que había otra entre los dos. El componente D fue confirmado por FGW Struve , que también añadió un cuarto (C), publicado en 1876. En 1892, Sherburne Wesley Burnham informó que σ Ori A era en sí misma una estrella doble muy cercana, aunque varios observadores posteriores no pudieron confirmarlo. En la segunda mitad del siglo XX, se resolvió la órbita de σ Ori A/B y en ese momento era uno de los sistemas binarios más masivos conocidos. [22]
En 1904 se descubrió que σ Ori A tenía una velocidad radial variable , lo que se consideró que indicaba un sistema binario espectroscópico de una sola línea . [23] Las líneas espectrales del secundario eran esquivas y a menudo no se veían en absoluto, posiblemente porque se ensanchan con la rotación rápida. Hubo confusión sobre si el estado binario espectroscópico informado se refería en realidad al compañero visual conocido B. Finalmente, en 2011, se confirmó que el sistema es triple, con un par espectroscópico interno y un compañero visual más amplio. [22] El par interno se resolvió interferométricamente en 2013. [15]
σ Ori E fue identificada como rica en helio en 1956, [7] con velocidad radial variable en 1959, [24] con características de emisión variables en 1974, [25] con un campo magnético anormalmente fuerte en 1978, [26] siendo fotométricamente variable en 1977, [27] y clasificada formalmente como una estrella variable en 1979. [28]
En 1996, se identificó una gran cantidad de estrellas de baja masa de pre-secuencia principal en la región del Cinturón de Orión. [29] Se descubrió que una agrupación cercana particular se encontraba alrededor de σ Orionis. [30] Se encontró una gran cantidad de enanas marrones en la misma área y a la misma distancia que las brillantes estrellas σ Orionis. [31] Los objetos ópticos, infrarrojos y de rayos X en el cúmulo, incluidos 115 no miembros que se encuentran en la misma dirección, se enumeraron en el Catálogo Mayrit con un número correlativo, excepto la estrella central que se enumeró simplemente como Mayrit AB. [32]
El cúmulo σ Orionis es parte de la asociación estelar Ori OB1b , comúnmente conocida como Cinturón de Orión . El cúmulo no fue reconocido hasta 1996, cuando se descubrió una población de estrellas de presecuencia principal alrededor de σ Ori. Desde entonces, ha sido ampliamente estudiado debido a su proximidad y la falta de extinción interestelar . Se ha calculado que la formación de estrellas en el cúmulo comenzó hace 3 millones de años (myr) y se encuentra aproximadamente a 360 pc de distancia. [6]
En el minuto de arco central del cúmulo se pueden ver cinco estrellas particularmente brillantes, etiquetadas de A a E en orden de distancia desde el componente más brillante σ Ori A. El par AB más cercano está separado solo por 0,2" - 0,3", pero se descubrió con un telescopio de 12". [33] Una fuente de infrarrojos y radio , IRS1, a 3,3" de σ Ori A que se consideró un parche de nebulosidad se ha resuelto en dos estrellas subsolares. Hay una fuente variable de rayos X asociada que se supone que es una estrella T Tauri . [34]
Se considera que el cúmulo incluye varias otras estrellas de clase espectral A o B: [6] [35]
HD 294271 y HD 294272 forman la estrella "doble" Struve 761 (o STF 761). Se encuentra a tres minutos de arco de σ Orionis, también conocida como Struve 762. [36]
Se han detectado más de 30 otros miembros probables del cúmulo dentro de un minuto de arco de la estrella central, principalmente enanas marrones y objetos de masa planetaria como S Ori 60, [37] pero incluyendo las enanas rojas M tempranas 2MASS J05384746-0235252 y 2MASS J05384301-0236145. [34] En total, se cree que varios cientos de objetos de baja masa son miembros del cúmulo, incluyendo alrededor de cien estrellas de clase M medidas espectroscópicamente, alrededor de 40 estrellas de clase K y un puñado de objetos de clase G y F. Muchos están agrupados en un núcleo central, pero hay un halo de objetos asociados dispersos en más de 10 minutos de arco. [35] El cúmulo incluye algunas enanas L , que se determina que son objetos de masa planetaria. [38] En el pasado se pensaba que unas pocas enanas T formaban parte del cúmulo, pero hasta ahora la mayoría de estas enanas T resultaron ser enanas marrones en primer plano. [39] Algunas de estas enanas L (alrededor del 29%) están rodeadas por un disco polvoriento. [40] El cúmulo también contiene un par formado por la enana marrón SE 70 y el objeto de masa planetaria S Ori 68, que están separados por 1700 unidades astronómicas. [41]
El miembro más brillante del sistema σ Orionis parece una estrella de clase O tardía, pero en realidad está formado por tres estrellas, designadas Aa, Ab y B. El par interior completa una órbita altamente excéntrica cada 143 días, mientras que la estrella exterior completa su órbita casi circular una vez cada 157 años. Aún no ha completado una órbita completa desde que se descubrió por primera vez que era una estrella doble. Las tres son estrellas muy jóvenes de la secuencia principal con masas entre 11 y 18 M ☉ .
El componente principal Aa es la estrella de clase O9.5, con una temperatura de 35.000 K y una luminosidad de más de 40.000 L ☉ . Se ha demostrado que las líneas que representan una estrella de secuencia principal B0.5 pertenecen a su compañera cercana Ab, que tiene una temperatura de 31.000 K y una luminosidad de 18.600 L ☉ . Su separación varía desde menos de la mitad de una unidad astronómica hasta alrededor de dos UA. Aunque no se pueden fotografiar directamente con telescopios convencionales de un solo espejo, se han calculado sus respectivas magnitudes visuales en 4,61 y 5,20. [14] Los dos componentes de σ Orionis A se han resuelto interferométricamente utilizando el conjunto CHARA , y la combinación de observaciones interferométricas y visuales produce una órbita muy precisa. [13]
El espectro del componente B, la estrella exterior del triplete, no puede detectarse. La contribución de luminosidad de σ Ori B puede medirse y es probable que se trate de una estrella de secuencia principal B0-2. Su magnitud visual de 5,31 es similar a la de σ Ori Ab, por lo que debería ser fácilmente visible, pero se especula que sus líneas espectrales están muy ensanchadas y son invisibles contra el fondo de las otras dos estrellas. [14] La órbita del componente B se ha calculado con precisión utilizando los conjuntos NPOI y CHARA. Las órbitas combinadas de las tres estrellas juntas dan una paralaje significativamente más precisa que la paralaje de HIPPARCOS . [13]
Las inclinaciones de las dos órbitas se conocen con la suficiente precisión para calcular su inclinación relativa. Los dos planos orbitales están a 30° de ser ortogonales , siendo la órbita interna prograda y la externa retrógrada . Aunque es ligeramente sorprendente, esta situación no es necesariamente rara en los sistemas triples. [13]
Las masas de estas tres estrellas componentes se pueden calcular utilizando: cálculo espectroscópico de la gravedad superficial y, por lo tanto, una masa espectroscópica ; comparación de modelos evolutivos con las propiedades físicas observadas para determinar una masa evolutiva así como la edad de las estrellas; o determinación de una masa dinámica a partir de los movimientos orbitales de las estrellas. Las masas espectroscópicas encontradas para cada componente de σ Orionis tienen grandes márgenes de error, pero las masas dinámicas y espectroscópicas se consideran precisas hasta aproximadamente un M ☉ , y las masas dinámicas de los dos componentes de σ Orionis A se conocen con una precisión de aproximadamente un cuarto de M ☉ . Sin embargo, las masas dinámicas son todas mayores que las masas evolutivas por más que sus márgenes de error, lo que indica un problema sistémico. [14] [13] Este tipo de discrepancia de masa es un problema común y de larga data que se encuentra en muchas estrellas. [42]
La comparación de las propiedades físicas observadas o calculadas de cada estrella con las trayectorias evolutivas estelares teóricas permite estimar la edad de la estrella. Las edades estimadas de los componentes Aa, Ab y B son respectivamente0.3+1,0
-0,3Mir,0.9+1,5
-0,9Myr, y1.9+1,6
-1,9Dentro de sus amplios márgenes de error, se puede considerar que todos estos datos son coherentes entre sí, aunque es más difícil conciliarlos con la edad estimada de 2-3 millones de años del cúmulo σ Orionis en su conjunto. [13]
El miembro más débil de las estrellas principales σ Orionis es el componente C. También es el más cercano a σ Ori AB a 11", correspondiente a 3.960 unidades astronómicas . Es una estrella de secuencia principal de tipo A. σ Ori C tiene una compañera débil a 2" de distancia, conocida como Cb [43] y MAD-4. [34] Cb es cinco magnitudes más débil que σ Ori Ca en longitudes de onda infrarrojas, magnitud de banda K 14,07, y es probable que sea una enana marrón. [34]
El componente D es una estrella de secuencia principal B2 bastante típica, de magnitud 6,62. Se encuentra a 13" de σ Ori AB, lo que corresponde a 4.680 UA. Su tamaño, temperatura y brillo son muy similares a los de σ Ori E, pero no muestra ninguna de las características espectrales o la variabilidad inusuales de esa estrella.
El componente E es una estrella variable inusual, clasificada como variable SX Arietis y también conocida como V1030 Orionis. Es rica en helio, tiene un fuerte campo magnético y varía entre magnitudes 6,61 y 6,77 durante un período de rotación de 1,19 días. Tiene un tipo espectral de B2 Vpe. Se cree que la variabilidad se debe a variaciones a gran escala en el brillo de la superficie causadas por el campo magnético. El período de rotación se está ralentizando debido al frenado magnético; [9] es una de las pocas estrellas magnéticas en las que se ha medido directamente el cambio de su período de rotación. [17] σ Ori E está a 41" de σ Ori AB, aproximadamente a 15.000 UA. [2]
El campo magnético es muy variable, de −2.300 a +3.100 gauss , coincidiendo con las variaciones de brillo y el probable período de rotación. Esto requiere un dipolo magnético de al menos 10.000 G. Alrededor del brillo mínimo, aparece un espectro de tipo capa, atribuido a nubes de plasma que giran sobre la fotosfera. El aumento de helio en el espectro puede deberse a que el hidrógeno queda atrapado preferentemente hacia los polos magnéticos, dejando un exceso de helio cerca del ecuador. [26] En un momento se sugirió que σ Ori E podría estar más lejos y ser más antiguo que los otros miembros del cúmulo, a partir de la modelización de su edad evolutiva y tamaño. [16] Sin embargo, las paralajes de Gaia colocan a σ Ori E dentro del cúmulo, y la modelización posterior ha sugerido que es muy joven, con menos de un millón de años. [17]
σ Ori E tiene una compañera débil a aproximadamente un tercio de segundo de arco de distancia. Es aproximadamente 5 magnitudes más débil que la primaria rica en helio, aproximadamente una magnitud 10-11 en longitudes de onda infrarrojas de la banda K. Se presume que es una estrella de baja masa, de 0,4 a 0,8 M ☉ . [34]
La fuente infrarroja IRS1 está cerca de σ Ori A. Se ha resuelto en un par de objetos de baja masa, un proplyd y un posible tercer objeto. El objeto más brillante tiene una clase espectral M1, una masa alrededor de la mitad de M ☉ y parece ser una estrella de baja masa relativamente normal. El objeto más débil es muy inusual, mostrando un espectro de absorción M7 o M8 diluido con líneas de emisión de hidrógeno y helio. La interpretación es que es una enana marrón incrustada dentro de un proplyd que está siendo fotoevaporada por σ Ori A. La emisión de rayos X de IRS1 sugiere la presencia de un disco de acreción alrededor de una estrella T Tauri , pero no está claro cómo esto puede encajar con el escenario del proplyd. [45]
En las imágenes infrarrojas, se puede ver un arco prominente centrado en σ Ori AB. Está a unas 50" de la estrella de clase O, alrededor de 0,1 parsecs de su distancia. Está dirigido hacia IC434, la Nebulosa Cabeza de Caballo, en línea con el movimiento espacial de la estrella. La apariencia es similar a un arco de choque , pero el tipo de radiación muestra que no es un arco de choque. La emisión infrarroja observada, que alcanza un máximo de alrededor de 45 micrones, puede modelarse mediante dos componentes de cuerpo negro aproximado , uno a 68 K y otro a 197 K. Se cree que estos son producidos por dos tamaños diferentes de granos de polvo.
Se cree que el material del arco se produce por fotoevaporación de la nube molecular que rodea la Nebulosa Cabeza de Caballo. El polvo se separa del gas que lo alejó de la nube molecular por la presión de radiación de las estrellas calientes en el centro del cúmulo σ Orionis. El polvo se acumula en una región más densa que se calienta y adquiere la 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, a diferencia de una "onda de arco", en la que tanto el polvo como el gas se detienen. Las ondas de polvo se producen cuando el medio interestelar es lo suficientemente denso y el viento estelar lo suficientemente débil como para que la distancia de separación del polvo sea mayor que la distancia de separación de un choque de arco. Esto sería claramente más probable para estrellas de movimiento lento, pero las estrellas luminosas de movimiento lento pueden no tener vidas lo suficientemente largas como para producir una onda de arco. Las estrellas de clase O tardía de baja luminosidad deberían producir comúnmente ondas de arco si este modelo es correcto. [46]
La distancia a σ Orionis y al cúmulo de estrellas que lo rodea ha sido históricamente incierta. Se disponía de paralajes de Hipparcos para varios miembros presuntos, pero con incertidumbres muy altas para los componentes de σ Orionis. Las estimaciones de distancia publicadas oscilaban entre352 piezas a473 pc . [17] Una paralaje dinámica deSe ha obtenido una distancia de 2,5806 ± 0,0088 mas utilizando las órbitas de las dos estrellas centrales, lo que da una distancia de387,5 ± 1,3 piezas [13 ]
Gaia ha publicado paralajes para cientos de miembros del cúmulo, incluidas las enanas marrones y miles de otras estrellas en el campo del cúmulo. Se ha descubierto que el cúmulo es bastante extenso, pero alrededor de una distancia promedio de391+50
−40 pc . [17] Gaia Early Data Release 3 los paralajes para los componentes C, D y E son2,4720 ± 0,0293 mas , [47] 2,4744 ± 0,0622 mas , [48] y2,3077 ± 0,0647 mas respectivamente. [49] Estos tienen incertidumbres estadísticas bajas aunque un exceso de ruido astrométrico significativo. No se ha publicado ninguna paralaje de Gaia para el componente AB central. Las distancias correspondientes son402 ± 4 piezas ,401 ± 9 piezas , y428 ± 12 pc para los componentes C, D y E respectivamente. [50]