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Sigma Orionis

Sigma Orionis o Sigma Ori (σ Orionis, σ Ori) es un sistema estelar múltiple en la constelación de Orión , compuesto por los miembros más brillantes de un cúmulo abierto joven . ...

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Sigma Orionis o Sigma Ori (σ Orionis, σ Ori) es un sistema estelar múltiple en la constelación de Orión , compuesto por 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.

Historia

σ Orionis (abajo a la derecha) y la Nebulosa Cabeza de Caballo . Las estrellas más brillantes son Alnitak y Alnilam .

σ Orionis es una estrella visible a simple vista en el extremo oriental del Cinturón de Orión, y se conoce desde la antigüedad, pero no fue incluida en el Almagesto de Ptolomeo . [ 22 ] Fue mencionada por Al Sufi , pero no figura formalmente en su catálogo. [ 23 ] 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 más externo del cinturón, hacia el sur). [ 24 ] Posteriormente, Johann Bayer la registró en su Uranometria como una sola estrella con la letra griega σ (sigma). La describió como "in enſe, prima" (en la espada, primero). [ 25 ] También se le asignó la designación Flamsteed 48.

En 1776, Christian Mayer describió σ Ori como una estrella triple, tras observar los componentes AB y E, y sospechar la existencia de otro entre ambos. El componente D fue confirmado por FGW Struve , quien también añadió un cuarto componente (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 lograron confirmarlo. En la segunda mitad del siglo XX, se resolvió la órbita de σ Ori A/B, que en aquel momento era uno de los sistemas binarios más masivos conocidos. [ 26 ]

Se descubrió que σ Ori A tenía una velocidad radial variable en 1904, lo que se consideró indicativo de una binaria espectroscópica de una sola línea . [ 27 ] Las líneas espectrales de la secundaria eran esquivas y a menudo no se veían en absoluto, posiblemente porque se ensanchan por la rotación rápida. Hubo confusión sobre si el estado de binaria espectroscópica reportado se refería realmente a la compañera visual conocida B. Finalmente, en 2011, se confirmó que el sistema es triple, con un par espectroscópico interno y una compañera visual más amplia. [ 26 ] El par interno se resolvió interferométricamente en 2013. [ 20 ]

σ Ori E fue identificada como rica en helio en 1956, [ 11 ] con velocidad radial variable en 1959, [ 28 ] con características de emisión variables en 1974, [ 29 ] con un campo magnético anormalmente fuerte en 1978, [ 30 ] siendo fotométricamente variable en 1977, [ 31 ] y clasificada formalmente como una estrella variable en 1979. [ 32 ]

En 1996, se identificó un gran número de estrellas de baja masa en la presecuencia principal en la región del Cinturón de Orión. [ 33 ] Se descubrió que una agrupación particularmente cercana se encontraba alrededor de σ Orionis. [ 34 ] Se encontró un gran número de enanas marrones en la misma área y a la misma distancia que las brillantes estrellas de σ Orionis. [ 35 ] Los objetos ópticos, infrarrojos y de rayos X en el cúmulo, incluyendo 115 no miembros ubicados en la misma dirección, se listaron en el Catálogo Mayrit con un número consecutivo, excepto la estrella central que se listó simplemente como Mayrit AB. [ 36 ]

Grupo

Las principales estrellas del cúmulo σ Orionis, descritas en el texto, más: HD 294268, F6e, miembro probable HD 294275, A0 HD 294297, G0 HD 294300, G5 Estrella T Tauri HD 294301, A5

El cúmulo σ Orionis forma parte de la asociación estelar Ori OB1b , comúnmente conocida como el 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 estudiado exhaustivamente debido a su proximidad y a la ausencia de extinción interestelar . Se ha calculado que la formación estelar en el cúmulo comenzó hace 3 millones de años (myr) y se encuentra a aproximadamente 360 ​​pc de distancia. [ 10 ]

En el minuto de arco central del cúmulo se observan cinco estrellas particularmente brillantes, etiquetadas de la A a la E en orden de distancia desde el componente más brillante, σ Ori A. El par más cercano, AB, está separado solo por 0,2" - 0,3", pero fue descubierto con un telescopio de 12". [ 37 ] Una fuente infrarroja y de radio , IRS1, a 3,3" de σ Ori A, que se consideraba una zona de nebulosidad, se ha resuelto en dos estrellas subsolares. Hay una fuente de rayos X variable asociada que se supone que es una estrella T Tauri . [ 38 ]

Se considera que el cúmulo incluye varias otras estrellas de clase espectral A o B : [ 10 ] [ 39 ]

  • HD 37699, una gigante B5 periférica muy cercana a la Nebulosa Cabeza de Caballo.
  • HD 37525, una estrella de secuencia principal B5 y binaria espectroscópica
  • HD 294271, un objeto estelar joven de tipo B5 con dos compañeros de baja masa.
  • HD 294272, un sistema binario que contiene dos objetos estelares jóvenes de clase B.
  • HD 37333, una peculiar estrella de secuencia principal A1
  • HD 37564, un objeto estelar joven de tipo A8
  • V1147 Ori, una gigante B9.5 y variable α 2 CVn
  • HD 37686, una estrella de secuencia principal B9.5 cercana a HD 37699.
  • HD 37545, una secuencia principal B9 atípica
  • HD 294273, un objeto estelar joven de tipo A8
  • 2MASS J05374178-0229081, un objeto estelar joven de tipo A9

HD 294271 y HD 294272 forman la estrella "doble" Struve 761 (o STF 761). Está a tres minutos de arco de σ Orionis, también conocida como Struve 762. [ 40 ]

Imágenes de ALMA de los discos que rodean a los miembros del cúmulo Sigma Orionis. Haro 5-34 se observa en la segunda posición desde la izquierda en la fila superior.

Se han detectado más de 30 miembros probables del cúmulo a menos de un minuto de arco de la estrella central, principalmente enanas marrones y objetos de masa planetaria como S Ori 60 , [ 41 ] pero incluyendo las enanas rojas M tempranas 2MASS J05384746-0235252 y 2MASS J05384301-0236145. [ 38 ] 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. [ 39 ] El cúmulo incluye algunas enanas L , que se han determinado como objetos de masa planetaria. [ 42 ] En el pasado se pensó que algunas enanas T eran parte del cúmulo, pero hasta ahora la mayoría de estas enanas T resultaron ser enanas marrones en primer plano. [ 43 ] Algunas de estas enanas L (alrededor del 29%) están rodeadas por un disco polvoriento. [ 44 ] 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. [ 45 ] En 2024, imágenes de alta resolución con ALMA de estrellas K y estrellas M tempranas mostraron huecos y anillos en los discos alrededor de estas estrellas. Una estrella llamada Haro 5-34 (SO 1274, estrella de tipo K7) mostró cinco huecos, aparentemente dispuestos en una cadena resonante . Los discos en el cúmulo son pequeños, ya sea debido a la fotoevaporación externa por σ Orionis o a la edad intermedia de la región. [ 46 ]

σ Orionis AB

El miembro más brillante del sistema σ Orionis aparece como una estrella de clase O tardía, pero en realidad está compuesto por tres estrellas, designadas Aa, Ab y B. El par interior completa una órbita muy 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 que era una estrella doble. Las tres son estrellas muy jóvenes de la secuencia principal con masas entre 11 y 18 M☉ . 

Componentes

Imagen del sistema estelar Sigma Orionis tomada con un telescopio pequeño. Los componentes E, D, AB y C son visibles de izquierda a derecha.

El componente principal Aa es una estrella de clase O9.5, con una temperatura de 35 000 K y una luminosidad superior a 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 media unidad astronómica hasta alrededor de dos UA. Aunque no se pueden observar directamente con telescopios convencionales de un solo espejo, sus magnitudes visuales respectivas se han calculado en 4,61 y 5,20. [ 19 ] 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. [ 18 ]  

El espectro del componente B, la estrella exterior del triplete, no se puede detectar. La contribución de luminosidad de σ Ori B se puede medir y es probable que sea 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. [ 19 ] La órbita del componente B se ha calculado con precisión utilizando los conjuntos NPOI y CHARA. Las órbitas combinadas de las tres estrellas dan una paralaje significativamente más precisa que la paralaje HIPPARCOS . [ 18 ]

Se conocen con suficiente precisión las inclinaciones de las dos órbitas como para calcular su inclinación relativa. Los dos planos orbitales se encuentran a menos de 30° de ser ortogonales , siendo la órbita interna prograda y la externa retrógrada . Aunque algo sorprendente, esta situación no es necesariamente rara en sistemas triples. [ 18 ]

discrepancia de masa

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 con una exactitud de aproximadamente una M☉ , y las masas dinámicas de los dos componentes de σ Orionis A se conocen con una exactitud de aproximadamente un cuarto de M☉ . Sin embargo, todas las masas dinámicas son mayores que las masas evolutivas en más de sus márgenes de error, lo que indica un problema sistémico. [ 19 ] [ 18 ] Este tipo de discrepancia de masa es un problema común y de larga data que se encuentra en muchas estrellas. [ 47 ]  

Siglos

La comparación de las propiedades físicas observadas o calculadas de cada estrella con las trayectorias teóricas de la evolución estelar permite estimar la edad de la estrella. Las edades estimadas de los componentes Aa, Ab y B son, respectivamente0,3 +1,0 −0,3 Myr,0,9 +1,5 −0,9 Myr, y1,9 +1,6 −1,9 Myr. Dentro de sus amplios márgenes de error, todos estos valores pueden considerarse consistentes entre sí, aunque es más difícil conciliarlos con la edad estimada de 2-3 Myr del cúmulo σ Orionis en su conjunto. [ 18 ]

σ Orionis C

El miembro más débil de las estrellas principales de σ Orionis es el componente C. También es el más cercano a σ Ori AB a 11", lo que corresponde a 3960 unidades astronómicas . Es una estrella de secuencia principal de tipo A. σ Ori C tiene un compañero débil a 2", conocido como Cb [ 48 ] y MAD-4. [ 38 ] Cb es cinco magnitudes más débil que σ Ori Ca en longitudes de onda infrarrojas, magnitud 14,07 en banda K , y probablemente sea una enana marrón. [ 38 ]

σ Orionis D

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 4680 UA. Su tamaño, temperatura y brillo son muy similares a los de σ Ori E, pero no presenta ninguna de las características espectrales inusuales ni la variabilidad de esa estrella.

σ Orionis E

Una curva de luz para V1030 Orionis, trazada a partir de datos de TESS [ 49 ]

El componente E es una estrella variable inusual, clasificada como una 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 B2 Vpe. Se cree que la variabilidad se debe a variaciones a gran escala en el brillo superficial causadas por el campo magnético. El período de rotación se está ralentizando debido al frenado magnético; [ 14 ] es una de las pocas estrellas magnéticas cuyo cambio de período de rotación se ha medido directamente. [ 13 ] σ Ori E está a 41" de σ Ori AB, aproximadamente a 15.000 UA. [ 3 ]

El campo magnético es altamente variable de −2300 a +3100 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 rotan 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. [ 30 ] 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. [ 21 ] Sin embargo, las paralajes de Gaia sitúan a σ Ori E dentro del cúmulo, y la modelización posterior ha sugerido que es muy joven, con menos de un millón de años. [ 13 ]

σ Ori E tiene una compañera tenue a aproximadamente un tercio de segundo de arco de distancia. Es unas 5 magnitudes más débil que la primaria rica en helio, aproximadamente de magnitud 10–11 en longitudes de onda infrarrojas de banda K. Se presume que es una estrella de baja masa de 0,4 - 0,8 M☉ . [ 38 ] 

σ Orionis IRS1

La fuente infrarroja IRS1 se encuentra 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 de alrededor de media 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 se trata de una enana marrón incrustada en 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. [ 50 ] 

Ola de polvo

El arco en luz infrarroja, donde el rojo representa 22 micras.

En imágenes infrarrojas, se observa un arco prominente centrado en σ Ori AB. Se encuentra a unos 50" de la estrella de clase O, a aproximadamente 0,1 pársecs de distancia. Está dirigido hacia IC434, la Nebulosa Cabeza de Caballo, en línea con el movimiento espacial de la estrella. Su apariencia es similar a la de una onda de choque , pero el tipo de radiación indica que no se trata de una. La emisión infrarroja observada, con un pico alrededor de 45 micras, puede modelarse mediante dos componentes aproximadamente de cuerpo negro , una a 68 K y otra a 197 K. Se cree que estas son producidas por granos de polvo de dos tamaños diferentes.

Se postula que el material del arco se produce por fotoevaporación a partir de la nube molecular que rodea la Nebulosa Cabeza de Caballo. El polvo se desprende del gas que lo transportó desde la nube molecular debido a 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 forma la estructura visible e infrarroja.

El término "onda de polvo" se aplica cuando el polvo se acumula, pero el gas permanece prácticamente inalterado, a diferencia de una "onda de proa", donde tanto el polvo como el gas se detienen. Las ondas de polvo se producen cuando el medio interestelar es suficientemente denso y el viento estelar suficientemente débil como para que la distancia de separación del polvo sea mayor que la de una onda de choque de proa. Esto sería claramente más probable en estrellas de movimiento lento, pero las estrellas luminosas de movimiento lento podrían no tener una vida útil lo suficientemente larga como para producir una onda de proa. Si este modelo es correcto, las estrellas de clase O tardías de baja luminosidad deberían producir ondas de proa con frecuencia. [ 51 ]

Otro estudio, sin embargo, encuentra que esta característica se debe a que σ Ori AB es una estrella fugitiva . La evidencia de la naturaleza fugitiva de la estrella son un movimiento propio diferente en comparación con el cúmulo, un arco infrarrojo a lo largo del vector de velocidad predicho y una disparidad en las masas de los discos protoplanetarios dentro del cúmulo. Los discos que aún no han encontrado σ Ori AB tienen una masa de disco mayor que aquellos que ya la han encontrado. Los discos ya encontrados tienen una masa de disco reducida debido a la fotoevaporación causada por la potente radiación de σ Ori AB. Este resultado necesita confirmación mediante una mejor restricción del movimiento propio de σ Ori AB. [ 52 ]

Distancia

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 supuestos, pero con incertidumbres muy altas para los componentes de σ Orionis. Las estimaciones de distancia publicadas variaban desde352 piezas  a473  pc . [ 13 ] Una paralaje dinámica de Se ha derivado 2,5806 ± 0,0088 mas utilizando las órbitas de las dos estrellas centrales, lo que da una distancia de387,5 ± 1,3 pc  . [ 18 ]

Gaia ha publicado paralajes para cientos de miembros del cúmulo, incluidas 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 . [ 13 ] Las paralajes de la versión 3 de datos de Gaia para los componentes C, D y E son2,4720 ± 0,0293 mas  , [ 4 ]2,4744 ± 0,0622  mas , [ 5 ] y2,3077 ± 0,0647  mas respectivamente. [ 6 ] Estos tienen bajas incertidumbres estadísticas aunque un ruido astrométrico excesivo significativo. No se ha publicado ninguna paralaje de Gaia para el componente AB central. Las distancias correspondientes son402 ± 4  pc ,401 ± 9  pc y428 ± 12  pc para los componentes C, D y E respectivamente. [ 53 ]

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  • σ Orionis Archivado el 15 de abril de 2016 en la página de Investigadores de Wayback Machine en el Instituto de Astrofísica de Andalucía
  • Guía de observación de la estrella doble de enero de la Sociedad Astronómica de África Meridional.
  • Galería de estrellas brillantes y múltiples tomada en el Observatorio del Campus de Fresno State, en su mayoría por estudiantes.
  • Una estrella quíntuple en la constelación de Orión para una explicación más sencilla e imágenes.