โอริโอนิส

ตำแหน่งของ σ Ori (วงกลม)
ข้อมูลการสังเกตการณ์ยุค J2000       Equinox ICRS
กลุ่มดาว	โอไรออน[ 1 ]
σ โอริ เอบี
สิทธิในการขึ้นสู่สวรรค์	05 ชม. 38 ม. 44.765 วินาที[ 2 ]
การลดลง	−02° 36′ 00.28″ [ 2 ]
ขนาดปรากฏ  (V)	4.07 + 5.27 [ 3 ]
σ โอริ ซี
สิทธิในการขึ้นสู่สวรรค์	05 ชม. 38 ม. 44.119 วินาที[ 4 ]
การลดลง	−02° 36′ 06.31″ [ 4 ]
ขนาดปรากฏ  (V)	8.79 [ 3 ]
σ โอริ ดี
สิทธิในการขึ้นสู่สวรรค์	05 ชม. 38 ม. 45.625 วินาที[ 5 ]
การลดลง	−02° 35′ 58.89″ [ 5 ]
ขนาดปรากฏ  (V)	6.62 [ 3 ]
σ โอริ อี
สิทธิในการขึ้นสู่สวรรค์	05 ชม. 38 ม. 47.205 วินาที[ 6 ]
การลดลง	−02° 35′ 40.52″ [ 6 ]
ขนาดปรากฏ  (V)	6.61 - 6.77 [ 7 ]
ลักษณะเฉพาะ
σ โอริ เอบี
ประเภทสเปกตรัม	O9.5V + B0.5V [ 8 ]
ดัชนีสี U−B	−1.02 [ 9 ]
ดัชนีสี B−V	−0.31 [ 9 ]
σ โอริ ซี
ขั้นตอนวิวัฒนาการ	ลำดับหลัก[ 4 ]
ประเภทสเปกตรัม	A2 V [ 10 ]
ดัชนีสี U−B	−0.25 [ 11 ]
ดัชนีสี B−V	−0.02 [ 11 ]
σ โอริ ดี
ขั้นตอนวิวัฒนาการ	ลำดับหลัก[ 5 ]
ประเภทสเปกตรัม	B2 V [ 10 ]
ดัชนีสี U−B	−0.87 [ 12 ]
ดัชนีสี B−V	−0.17 [ 12 ]
σ โอริ อี
ขั้นตอนวิวัฒนาการ	ลำดับหลัก[ 13 ]
ประเภทสเปกตรัม	B2 Vpe [ 14 ]
ดัชนีสี U−B	−0.84 [ 15 ]
ดัชนีสี B−V	−0.09 [ 15 ]
ประเภทตัวแปร	SX Ari [ 7 ]
ดาราศาสตร์เชิงตำแหน่ง
σ โอริ เอบี
ความเร็วเชิงรัศมี (R v )	−29.45 ± 0.45 [ 16 ]กม./วินาที
พารัลแลกซ์ (π)	3.04 ± 8.92 [ 17 ] มาส[ 17 ]
ระยะทาง	387.51 ± 1.32 [ 18 ]  pc
ขนาดสัมบูรณ์  (M V )	−3.49 (Aa) −2.90 (Ab) −2.79 (B) [ 19 ]
σ โอริ ซี
ความเร็วเชิงรัศมี (R v )	26.91 ± 7.48 [ 4 ]กม./วินาที
การเคลื่อนที่ที่แท้จริง (μ)	RA: 0.358 ± 0.028 [ 4 ] mas / ปีธ.ค. : −1.064 ± 0.027 [ 4 ]มาส / ปี
พารัลแลกซ์ (π)	2.4720 ± 0.0293  มิลลิวินาที[ 4 ]
ระยะทาง	1,320 ± 20  ปีแสง (405 ± 5  พาร์เซก )
ขนาดสัมบูรณ์  (M V )	1.04 [ 4 ]
σ โอริ ดี
การเคลื่อนที่ที่แท้จริง (μ)	RA: 1.618 ± 0.058 [ 5 ] mas / ปีธ.ค. : 0.036 ± 0.052 [ 5 ] mas / yr
พารัลแลกซ์ (π)	2.4744 ± 0.0622  มิลลิวินาที[ 5 ]
ระยะทาง	1,320 ± 30  ปีแสง (400 ± 10  พาร์เซก )
ขนาดสัมบูรณ์  (M V )	+0.89 [ 1 ]
σ โอริ อี
การเคลื่อนที่ที่แท้จริง (μ)	RA: 1.284 ± 0.063 [ 6 ] mas / ปีธ.ค. : −0.205 ± 0.059 [ 6 ]มาส / ปี
พารัลแลกซ์ (π)	2.3077 ± 0.0647  มิลลิวินาที[ 6 ]
ระยะทาง	1,410 ± 40  ปีแสง (430 ± 10  พาร์เซก )
ขนาดสัมบูรณ์  (M V )	2.12 [ 6 ]
วงโคจร[ 18 ]
หลัก	อา
ชื่อ	อาบ
ช่วงเวลา (P)	143.2002 ± 0.0024วัน
แกนกึ่งเอก (ก)	0.0042860" (~360  R ☉ [ 20 ] )
ความแปลกประหลาด (e)	0.77896 ± 0.00043
ความโน้มเอียง (i)	~56.378 ± 0.085 °
ลองจิจูดของจุด (Ω)	6.9°
ยุคใกล้ที่สุดของวงโคจร (T)	56597.638
อาร์กิวเมนต์ของจุดใกล้ที่สุดของวงโคจร (ω) (รอง)	199.8°
แอมพลิจูดครึ่งหนึ่ง (K 1 )(หลัก)	72.03 ± 0.25  กม./วินาที
แอมพลิจูดครึ่งหนึ่ง (K 2 ) (รอง)	95.53 ± 0.22  กม./วินาที
วงโคจร[ 18 ]
หลัก	เอ
ชื่อ	บี
ช่วงเวลา (P)	159.896 ± 0.005  ปี
แกนกึ่งเอก (ก)	0.2629 ± 0.0022 ″
ความแปลกประหลาด (e)	0.024 ± 0.005
ความโน้มเอียง (i)	172.1 ± 4.6 °
ลองจิจูดของจุด (Ω)	7.4°
ยุคใกล้ที่สุดของวงโคจร (T)	1999.207
อาร์กิวเมนต์ของจุดใกล้ที่สุดของวงโคจร (ω) (รอง)	301.6°
รายละเอียด[ 19 ]
σ Ori Aa
มวล	18  ม. ☉
รัศมี	5.6  R ☉
ความสว่าง	41,700  ลิตร☉
แรงโน้มถ่วงพื้นผิว (log  g )	4.20  ซีจี
อุณหภูมิ	35,000  กก.
ความเร็วเชิงมุม ( v  sin  i )	135 กม./วินาที
อายุ	0.3  ล้านปี
σ Ori Ab
มวล	13  ม. ☉
รัศมี	4.8  R ☉
ความสว่าง	18,600  ลิตร☉
แรงโน้มถ่วงพื้นผิว (log  g )	4.20  ซีจี
อุณหภูมิ	31,000  กก.
ความเร็วเชิงมุม ( v  sin  i )	35 กม./วินาที
อายุ	0.9  ล้านปี
σ โอริ บี
มวล	14  ม. ☉
รัศมี	5.0  R ☉
ความสว่าง	15,800  ลิตร☉
แรงโน้มถ่วงพื้นผิว (log  g )	4.15  ซีจี
อุณหภูมิ	29,000  กก.
ความเร็วเชิงมุม ( v  sin  i )	250 กม./วินาที
อายุ	1.9  ล้านปี
σ โอริ ซี
มวล	2.7 [ 10 ]  M ☉
รัศมี	2.050 ± 0.073 [ 4 ]  R ☉
ความสว่าง	38.5 ± 0.08 [ 4 ]  L ☉
แรงโน้มถ่วงพื้นผิว (log  g )	4.10 ± 0.04 [ 4 ]  cgs
อุณหภูมิ	10,067 ± 7 [ 4 ]  K
ความเป็นโลหะ [Fe/H]	−0.628 ± 0.003 [ 4 ] เดกซ์
อายุ	0.251 ± 0.001 [ 4 ]  ล้าน ปี
σ โอริ ดี
มวล	6.8 [ 21 ]  M ☉
รัศมี	4.471 ± 0.004 [ 5 ]  R ☉
ความสว่าง	128.6 ± 0.03 [ 5 ]  L ☉
แรงโน้มถ่วงพื้นผิว (log  g )	4.3 [ 21 ]  cgs
อุณหภูมิ	21,500 [ 21 ]  K
ความเป็นโลหะ [Fe/H]	0.485 ± 0.001 [ 5 ] เดกซ์
ความเร็วเชิงมุม ( v  sin  i )	180 [ 21 ]  กม./วินาที
σ โอริ อี
มวล	8.30 [ 14 ]  M ☉
รัศมี	3.77 [ 14 ]  R ☉
ความสว่าง	3,162 [ 13 ]  L ☉
แรงโน้มถ่วงพื้นผิว (log  g )	4.2 ± 0.2 [ 13 ]  cgs
อุณหภูมิ	22,500 [ 14 ]  K
ความเป็นโลหะ [Fe/H]	0.144 ± 0.006 [ 6 ] เดกซ์
การหมุน	1.190847 วัน[ 14 ]
ความเร็วเชิงมุม ( v  sin  i )	140 ± 10 [ 13 ]  กม./วินาที
อายุ	0.4-0.9 [ 13 ]  ล้าน ปี
ชื่อเรียกอื่นๆ
ซิกมา  โอริโอนิส, ซิกมา โอริ, ซิกมา โอริโอนิส, ซิกมา โอริ, 48  โอริโอนิส, 48 โอริ
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, เมย์ริต 41062
การอ้างอิงฐานข้อมูล
ซิมบาด	σ โอริ
	σ โอริ ซี
	σ โอริ ดี
	σ โอริ อี
	กลุ่มคลัสเตอร์ σ Ori

ซิกมา โอริโอนิสหรือซิกมา โอริ (σ Orionis, σ Ori) คือระบบดาวหลายดวงในกลุ่มดาวโอไรออนประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดของกระจุกดาวเปิด อายุน้อย ตั้งอยู่ทางปลายด้านตะวันออกของเข็มขัดดาว โอไรออน ทาง ทิศตะวันตกเฉียงใต้ของอัลนิตักและทางทิศตะวันตกของเนบิวลาหัวม้าซึ่งระบบดาวนี้ส่องสว่างบางส่วน ความสว่างรวมของดาวฤกษ์ในระบบอยู่ที่แมกนิจูด 3.80

σ Orionis เป็น ดาว ที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าที่ปลายด้านตะวันออกของเข็มขัดโอไรออน และเป็นที่รู้จักกันมาตั้งแต่สมัยโบราณ แต่ไม่ได้รวมอยู่ในAlmagestของปโตเลมี [ ^{22 ] อั}ลซูฟี ได้กล่าวถึงดาวดวงนี้ แต่ไม่ได้ระบุไว้อย่างเป็นทางการในแคตตาล็อกของเขา^{[ 23 ]} ในยุคสมัยใหม่ ไทโค บราเฮ ได้ทำการวัดและรวมดาวดวงนี้ไว้ในแคตตาล็อกของเขา ในส่วนขยายของเคปเลอร์ มันถูกอธิบายว่า "Quae ultimam baltei praecedit ad austr." (อยู่ก่อนหน้าส่วนนอกสุดของเข็มขัด ทางใต้) ^{[ 24 ]} จากนั้น โยฮันน์ บาเยอร์ ได้บันทึกไว้ในUranometria ของเขา ว่าเป็นดาวดวงเดียวที่มีอักษรกรีก σ (ซิกมา) เขาอธิบายว่า "in enſe, prima" (ในดาบ แรก) ^{[ 25 ]} นอกจากนี้ยังได้รับรหัส Flamsteed 48 ด้วย

ในปี ค.ศ. 1776 คริสเตียน เมเยอร์อธิบายว่า σ Ori เป็นดาวสามดวง โดยได้เห็นองค์ประกอบ AB และ E และสงสัยว่ามีอีกดวงหนึ่งอยู่ระหว่างสองดวงนั้น องค์ประกอบ D ได้รับการยืนยันโดยFGW Struveซึ่งยังได้เพิ่มดวงที่สี่ (C) ซึ่งตีพิมพ์ในปี ค.ศ. 1876 ในปี ค.ศ. 1892 เชอร์เบิร์น เวสลีย์ เบิร์นแฮมรายงานว่า σ Ori A เป็นดาวคู่ที่อยู่ใกล้กันมาก แม้ว่าผู้สังเกตการณ์ในภายหลังหลายคนจะไม่สามารถยืนยันได้ก็ตาม ในช่วงครึ่งหลังของศตวรรษที่ 20 วงโคจรของ σ Ori A/B ได้รับการแก้ไข และในขณะนั้นเป็นหนึ่งในดาวคู่ที่มีมวลมากที่สุดเท่าที่รู้จัก^{[ 26 ]}

σ Ori A ถูกค้นพบว่ามีความเร็วเชิงรัศมี แปรผันได้ ในปี พ.ศ. 2447 ซึ่งถือกันว่าบ่งชี้ถึงระบบดาวคู่สเปกโทรสโคปิกแบบ เส้นเดียว ^{[ 27 ]} เส้นสเปกตรัมของดาวรองนั้นหายากและมักมองไม่เห็นเลย อาจเป็นเพราะเส้นสเปกตรัมถูกขยายให้กว้างขึ้นด้วยการหมุนอย่างรวดเร็ว มีความสับสนว่าสถานะดาวคู่สเปกโทรสโคปิกที่รายงานนั้นหมายถึงดาวบริวารที่มองเห็นได้ B ที่รู้จักหรือไม่ ในที่สุดในปี พ.ศ. 2554 ก็ได้รับการยืนยันว่าระบบนี้เป็นระบบสามดวง โดยมีดาวคู่สเปกโทรสโคปิกภายในและดาวบริวารที่มองเห็นได้กว้างกว่า^{[ 26 ]} ดาวคู่ภายในได้รับการแยกแยะด้วยวิธีการอินเตอร์เฟอโรเมตริกในปี พ.ศ. 2556 ^{[ 20 ]}

σ Ori E ถูกระบุว่าเป็นดาวที่อุดมไปด้วยฮีเลียมในปี พ.ศ. 2499 ^{[ 11 ]}มีความเร็วเชิงรัศมีแปรผันในปี พ.ศ. 2492 ^{[ 28 ]}มีลักษณะการปล่อยแสงแปรผันในปี พ.ศ. 2517 ^{[ 29 ]}มีสนามแม่เหล็กที่แข็งแกร่งผิดปกติในปี พ.ศ. 2521 ^{[ 30 ]}มีการเปลี่ยนแปลงทางโฟโตเมตริกในปี พ.ศ. 2520 ^{[ 31 ]}และได้รับการจัดประเภทอย่างเป็นทางการว่าเป็นดาวแปรแสงในปี พ.ศ. 2522 ^{[ 32 ]}

ในปี พ.ศ. 2539 มีการระบุ กลุ่มดาวก่อนลำดับหลักมวลน้อยจำนวนมากในบริเวณเข็มขัดโอไรออน^{[ 33 ]} มีการค้นพบกลุ่มดาวที่อยู่ใกล้กันเป็นพิเศษซึ่งอยู่รอบๆ σ Orionis ^{[ 34 ]}พบดาวแคระน้ำตาล จำนวนมาก ในบริเวณเดียวกันและในระยะทางเดียวกันกับดาว σ Orionis ที่สว่าง ^{[ 35 ]} วัตถุในย่านแสง อินฟราเรด และรังสีเอ็กซ์ในกระจุกดาว รวมถึงดาวที่ไม่ใช่สมาชิก 115 ดวงที่อยู่ในทิศทางเดียวกัน ถูกระบุไว้ในแคตตาล็อก Mayritพร้อมหมายเลขเรียงลำดับ ยกเว้นดาวกลางซึ่งระบุไว้เพียงแค่ Mayrit AB ^{[ 36 ]}

กระจุกดาว σ Orionis เป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มดาวOri OB1b ซึ่งมักเรียกกันว่าเข็มขัดโอไรออนกระจุกดาวนี้ไม่ได้รับการยอมรับจนกระทั่งปี 1996 เมื่อมีการค้นพบกลุ่มดาวก่อนลำดับหลักรอบๆ σ Ori ตั้งแต่นั้นมาก็มีการศึกษาอย่างกว้างขวางเนื่องจากอยู่ใกล้และไม่มีการดูดกลืนแสงระหว่างดาวมีการคำนวณว่าการก่อตัวของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเริ่มขึ้นเมื่อ 3 ล้านปีก่อน และอยู่ห่างออกไปประมาณ 360 pc ^{[ 10 ]}

ในบริเวณใจกลางของกระจุกดาว มีดาวฤกษ์ที่สว่างเป็นพิเศษ 5 ดวงปรากฏให้เห็น โดยมีป้ายกำกับ A ถึง E เรียงตามลำดับระยะห่างจากองค์ประกอบที่สว่างที่สุด σ Ori A คู่ดาว AB ที่อยู่ใกล้กันที่สุดอยู่ห่างกันเพียง 0.2" - 0.3" แต่ถูกค้นพบด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาด 12" ^{[ 37 ]} แหล่ง กำเนิด รังสีอินฟราเรดและคลื่นวิทยุ IRS1 ซึ่งอยู่ห่างจาก σ Ori A 3.3" ซึ่งเคยถูกพิจารณาว่าเป็นกลุ่มเนบิวลา ได้รับการแยกแยะออกเป็นดาวฤกษ์สองดวงที่มีขนาดใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ นอกจากนี้ยังมี แหล่งกำเนิด รังสีเอกซ์ แปรผันที่เกี่ยวข้อง ซึ่งสันนิษฐานว่าเป็นดาวฤกษ์T Tauri ^{[ 38 ]}

ถือว่าคลัสเตอร์นี้ประกอบด้วยดาวฤกษ์อื่นๆ อีกจำนวนหนึ่งที่มีสเปกตรัมคลาส AหรือB : ^{[ 10 ] [ 39 ]}

• HD 37699 เป็นดาวฤกษ์ยักษ์ ประเภท B5 ที่อยู่ห่างไกลออก ไป ใกล้กับเนบิวลาหัวม้า มาก
• HD 37525 เป็น ดาวฤกษ์ ลำดับหลักประเภท B5 และระบบดาวคู่แบบสเปกโทรสโคปิก
• HD 294271 เป็นดาวฤกษ์อายุน้อยประเภท B5 ที่มีดาวบริวารมวลน้อยสองดวง
• HD 294272 เป็นระบบดาวคู่ที่มีดาวฤกษ์อายุน้อยประเภท B สองดวง
• HD 37333 ดาวเด่นลำดับหลัก A1 ที่แปลกประหลาด
• HD 37564 เป็นวัตถุทางดาราศาสตร์อายุน้อยประเภท A8
• V1147 Ori เป็นดาวฤกษ์ยักษ์ประเภท B9.5 และ ดาวแปรแสงประเภท α ² CVn
• HD 37686 ดาวฤกษ์ลำดับหลัก B9.5 ที่อยู่ใกล้กับ HD 37699
• HD 37545, ลำดับหลัก B9 ที่อยู่นอกเหนือลำดับหลัก
• HD 294273 เป็นวัตถุทางดาราศาสตร์อายุน้อยประเภท A8
• 2MASS J05374178-0229081 วัตถุทางดาราศาสตร์อายุน้อยประเภท A9

HD 294271 และ HD 294272 ประกอบกันเป็นดาวคู่ Struve 761 (หรือ STF 761) อยู่ห่างจาก σ Orionis ซึ่งรู้จักกันในชื่อ Struve 762 สามอาร์คมินิต^{[ 40 ]}

ตรวจพบสมาชิกกระจุกดาวที่น่าจะเป็นไปได้อีกกว่า 30 ดวงภายในระยะอาร์คมินิตจากดาวฤกษ์ศูนย์กลาง ส่วนใหญ่เป็นดาวแคระน้ำตาลและ^{วัตถุ}มวลระดับดาวเคราะห์เช่นS Ori 60 [ ^{41 ]}แต่รวมถึงดาวแคระแดง M ยุคแรก 2MASS J05384746-0235252 และ 2MASS J05384301-0236145 ด้วย^{[ 38 ]} โดยรวมแล้ว เชื่อกันว่าวัตถุมวลน้อยหลายร้อยดวงเป็นสมาชิกของกระจุกดาว รวมถึงดาวฤกษ์คลาส M ที่วัดด้วยสเปกโทรสโกปีประมาณหนึ่งร้อยดวง ดาวฤกษ์ คลาส Kประมาณ 40 ดวง และ วัตถุคลาส GและF อีกจำนวน หนึ่ง หลายดวงรวมกลุ่มกันอยู่ในแกนกลาง แต่มีรัศมีของวัตถุที่เกี่ยวข้องกระจัดกระจายอยู่ทั่วพื้นที่มากกว่า 10 อาร์คมินิต^{[ 39 ]}กระจุกดาวนี้รวมถึงดาวแคระ L สองสามดวงซึ่งถูกกำหนดให้เป็นวัตถุมวลระดับดาวเคราะห์^{[ 42 ]}ในอดีต เคยคิดว่า ดาวแคระ T เพียงไม่กี่ดวง เป็นส่วนหนึ่งของกระจุกดาว แต่จนถึงปัจจุบัน ดาวแคระ T ส่วนใหญ่กลับกลายเป็นดาวแคระน้ำตาลที่อยู่เบื้องหน้า^{[ 43 ]}ดาวแคระ L บางส่วน (ประมาณ 29%) ถูกล้อมรอบด้วยจานฝุ่น^{[ 44 ]}กระจุกดาวนี้ยังประกอบด้วยดาวแคระน้ำตาลSE 70และวัตถุมวลระดับดาวเคราะห์S Ori 68ซึ่งอยู่ห่างกัน 1700 หน่วยดาราศาสตร์^{[ 45 ]}ในปี 2024 การถ่ายภาพความละเอียดสูงด้วยALMAของดาว K และดาว M ยุคแรก แสดงให้เห็นช่องว่างและวงแหวนในจานรอบดาวเหล่านี้ ดาวดวงหนึ่งชื่อHaro 5-34 (SO 1274 ดาวประเภท K7) แสดงช่องว่างห้าช่อง ซึ่งดูเหมือนจะเรียงตัวเป็น โซ่เรโซแน นซ์แผ่นดิสก์ในคลัสเตอร์มีขนาดเล็ก อาจเนื่องมาจากการระเหยด้วยแสง จากภายนอก โดย σ Orionis หรืออายุปานกลางของภูมิภาค^{[ 46 ]}

ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในระบบ σ Orionis ปรากฏให้เห็นเป็นดาวฤกษ์ประเภท O ตอนปลาย แต่แท้จริงแล้วประกอบด้วยดาวฤกษ์สามดวง ได้แก่ Aa, Ab และ B ดาวคู่ด้านในโคจรรอบดวงอาทิตย์โดยมีจุดศูนย์กลางวงรีสูงมากทุกๆ 143 วัน ในขณะที่ดาวดวงนอกโคจรรอบดวงอาทิตย์โดยมีจุดศูนย์กลางวงรีเกือบสมบูรณ์ทุกๆ 157 ปี มันยังไม่เคยโคจรรอบดวงอาทิตย์ครบหนึ่งรอบเลยนับตั้งแต่ถูกค้นพบว่าเป็นดาวคู่ ทั้งสามดวงเป็นดาวฤกษ์ในลำดับหลักที่มีอายุน้อยมาก มีมวลระหว่าง 11 ถึง 18 เท่าของ  มวล ดวง_{อาทิตย์}

องค์ประกอบหลัก Aa คือดาวฤกษ์ประเภท O9.5 ซึ่งมีอุณหภูมิ 35,000 K และความสว่างมากกว่า 40,000  L☉เส้นที่แสดงถึงดาวฤกษ์ลำดับหลัก B0.5 ได้รับการพิสูจน์แล้วว่าเป็นของดาวคู่หู Ab ที่อยู่ใกล้เคียง ซึ่งมีอุณหภูมิ 31,000 K และความสว่าง 18,600  _{L☉ ระยะห่างระหว่าง ดาว ทั้ง} สองแตกต่างกันไปตั้งแต่ต่ำกว่าครึ่งหน่วยดาราศาสตร์ไปจนถึงประมาณสอง AU แม้ว่าจะไม่สามารถถ่ายภาพดาวทั้งสองได้โดยตรงด้วยกล้องโทรทรรศน์แบบกระจกเดี่ยวทั่วไป แต่ค่าความสว่างปรากฏของดาวทั้งสองได้รับการคำนวณไว้ที่ 4.61 และ 5.20 ตามลำดับ^{[ 19 ]}องค์ประกอบทั้งสองของ σ Orionis A ได้รับการแยกแยะ โดยใช้ การแทรกสอดโดยใช้อาร์เรย์ CHARAและการรวมกันของการสังเกตการณ์แบบแทรกสอดและการสังเกตการณ์ด้วยสายตาทำให้ได้วงโคจรที่แม่นยำมาก^{[ 18 ]}

ไม่สามารถตรวจจับสเปกตรัมขององค์ประกอบ B ซึ่งเป็นดาวนอกสุดของกลุ่มดาวสามดวงได้ สามารถวัดค่าความสว่างจาก σ Ori B ได้ และคาดว่าน่าจะเป็นดาวฤกษ์ลำดับหลัก B0-2 ค่าความสว่างปรากฏ 5.31 คล้ายกับ σ Ori Ab ดังนั้นจึงควรมองเห็นได้ง่าย แต่มีการคาดการณ์ว่าเส้นสเปกตรัมของมันกว้างมากและมองไม่เห็นเมื่อเทียบกับฉากหลังของดาวอีกสองดวง^{[ 19 ]}วงโคจรขององค์ประกอบ B ได้รับการคำนวณอย่างแม่นยำโดยใช้ อาร์เรย์ NPOI และ CHARA วงโคจรรวมของดาวทั้งสามดวงทำให้ได้พารัลแลกซ์ที่แม่นยำกว่า พารัลแลกซ์HIPPARCOSอย่างมีนัยสำคัญ^{[ 18 ]}

ความเอียงของวงโคจรทั้งสองเป็นที่ทราบอย่างแม่นยำเพียงพอที่จะคำนวณความเอียงสัมพัทธ์ของพวกมันได้ ระนาบวงโคจรทั้งสองอยู่ห่างกัน ไม่เกิน 30° โดยวงโคจรด้านในเป็นแบบตามเข็มนาฬิกาและวงโคจรด้านนอกเป็นแบบย้อนกลับเข็ม นาฬิกา แม้ว่าจะน่าประหลาดใจเล็กน้อย แต่สถานการณ์นี้ไม่จำเป็นต้องหายากในระบบสามดวง^{[ 18 ]}

มวลของดาวฤกษ์องค์ประกอบทั้งสามนี้สามารถคำนวณได้โดยใช้: การคำนวณทางสเปกโทรสโกปีของแรงโน้มถ่วงพื้นผิวและมวลทางสเปกโทรสโกปีการเปรียบเทียบแบบจำลองวิวัฒนาการกับคุณสมบัติทางกายภาพที่สังเกตได้เพื่อกำหนดมวลวิวัฒนาการรวมถึงอายุของดาวฤกษ์ หรือการกำหนดมวลไดนามิกจากการเคลื่อนที่ในวงโคจรของดาวฤกษ์ มวลทางสเปกโทรสโกปีที่พบสำหรับแต่ละองค์ประกอบของ σ Orionis มีขอบเขตความคลาดเคลื่อนขนาดใหญ่ แต่มวลไดนามิกและมวลทางสเปกโทรสโกปีถือว่ามีความแม่นยำประมาณหนึ่ง  _{M☉ และมวลไดนามิกขององค์ประกอบทั้งสองของ σ Orionis A เป็นที่ทราบกันดีภายในประมาณหนึ่งในสี่ M☉} อย่างไรก็ตามมวล  ไดนามิกทั้งหมดมีขนาดใหญ่กว่ามวลวิวัฒนาการมากกว่าขอบเขตความคลาดเคลื่อน ซึ่งบ่งชี้ถึงปัญหาที่เป็นระบบ^{[ 19 ] [ 18 ]}ความคลาดเคลื่อนของมวลประเภทนี้เป็นปัญหาทั่วไปและเกิดขึ้นมานานในดาวฤกษ์หลายดวง^{[ 47 ]}

การเปรียบเทียบคุณสมบัติทางกายภาพที่สังเกตหรือคำนวณได้ของดาวแต่ละดวงกับเส้นทางการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ตามทฤษฎี ทำให้สามารถประมาณอายุของดาวฤกษ์ได้ อายุโดยประมาณของส่วนประกอบ Aa, Ab และ B คือ ตามลำดับ0.3+1.0 −0.3เมียร์0.9+1.5 −0.9เมียร์ และ1.9+1.6 −1.9Myr. ภายในขอบเขตความคลาดเคลื่อนที่กว้าง สิ่งเหล่านี้ทั้งหมดสามารถถือว่าสอดคล้องกันได้ แม้ว่าจะยากที่จะประนีประนอมกับอายุโดยประมาณ 2-3 Myr ของกระจุกดาว σ Orionis โดยรวมก็ตาม^{[ 18 ]}

ดาวที่จางที่สุดในกลุ่มดาว σ Orionis หลักคือดาวองค์ประกอบ C นอกจากนี้ยังอยู่ใกล้กับ σ Ori AB มากที่สุดที่ระยะ 11" ซึ่งสอดคล้องกับ 3,960 หน่วยดาราศาสตร์เป็น ดาวลำดับหลัก ประเภท A σ Ori C มีดาวบริวารที่จางกว่าอยู่ห่างออกไป 2" ซึ่งเรียกว่า Cb ^{[ 48 ]}และ MAD-4 ^{[ 38 ]} Cb มีความสว่างน้อยกว่า σ Ori Ca ห้าแมกนิจูดที่ความยาวคลื่นอินฟราเรด แมกนิจู ดในแถบ Kเท่ากับ 14.07 และน่าจะเป็นดาวแคระน้ำตาล^{[ 38 ]}

ส่วนประกอบ D เป็นดาวฤกษ์ลำดับหลัก B2 ทั่วไปที่มีความสว่าง 6.62 อยู่ห่างจาก σ Ori AB 13" ซึ่งตรงกับ 4,680 AU ขนาด อุณหภูมิ และความสว่างของมันคล้ายคลึงกับ σ Ori E มาก แต่ไม่มีลักษณะสเปกตรัมที่ผิดปกติหรือความแปรปรวนของดาวดวงนั้น

ส่วนประกอบ E เป็นดาวแปรแสงที่ผิดปกติ จัดเป็นดาวแปรแสงประเภท SX Arietisและรู้จักกันในชื่อ V1030 Orionis มีฮีเลียมสูง มีสนามแม่เหล็กแรงสูง และแปรผันระหว่างความสว่าง 6.61 และ 6.77 ในช่วงเวลาการหมุน 1.19 วัน มีสเปกตรัมประเภท B2 Vpe เชื่อกันว่าการแปรผันเกิดจากการเปลี่ยนแปลงความสว่างพื้นผิวในระดับใหญ่ที่เกิดจากสนามแม่เหล็ก ช่วงเวลาการหมุนช้าลงเนื่องจากการเบรกด้วยสนามแม่เหล็ก^{[ 14 ]}เป็นหนึ่งในดาวแม่เหล็กไม่กี่ดวงที่มี การเปลี่ยนแปลง ช่วงเวลาการหมุนที่วัดได้โดยตรง^{[ 13 ]} σ Ori E อยู่ห่างจาก σ Ori AB 41" ประมาณ 15,000 AU ^{[ 3 ]}

สนามแม่เหล็กมีความแปรผันสูงตั้งแต่ −2,300 ถึง +3,100 เกาส์ซึ่งสอดคล้องกับการเปลี่ยนแปลงความสว่างและคาบการหมุนที่เป็นไปได้ สิ่งนี้ต้องการไดโพลแม่เหล็กอย่างน้อย 10,000 เกาส์ บริเวณความสว่างต่ำสุด สเปกตรัมแบบเปลือกปรากฏขึ้น ซึ่งเกิดจากเมฆพลาสมาที่หมุนอยู่เหนือโฟโตสเฟียร์การเพิ่มขึ้นของฮีเลียมในสเปกตรัมอาจเกิดจากไฮโดรเจนถูกดักจับไว้ใกล้ขั้วแม่เหล็กมากกว่า ทำให้มีฮีเลียมส่วนเกินอยู่ใกล้เส้นศูนย์สูตร^{[ 30 ]} ครั้งหนึ่งเคยมีการเสนอว่า σ Ori E อาจอยู่ไกลออกไปและเก่ากว่าสมาชิกอื่นๆ ในกระจุกดาว จากการจำลองอายุวิวัฒนาการและขนาดของมัน^{[ 21 ]}อย่างไรก็ตาม พารัลแลกซ์ ของไกอาทำให้ σ Ori E อยู่ภายในกระจุกดาว และการจำลองในภายหลังชี้ให้เห็นว่ามันมีอายุน้อยมาก น้อยกว่าหนึ่งล้านปี^{[ 13 ]}

σ Ori E มีดาวบริวารจางๆ อยู่ห่างออกไปประมาณหนึ่งในสามของอาร์คเซคอนด์ มีความสว่างน้อยกว่าดาวหลักที่อุดมไปด้วยฮีเลียมประมาณ 5 แมกนิจูด โดยมีความสว่างประมาณ 10–11 แมกนิจูดที่ความยาวคลื่นอินฟราเรด K แบนด์ สันนิษฐานว่าเป็นดาวฤกษ์มวลน้อย 0.4  ^{- 0.8} M☉ ^[ ₃₈ ]

แหล่งกำเนิดอินฟราเรด IRS1 อยู่ใกล้กับ σ Ori A ได้มีการจำแนกออกเป็นวัตถุมวลน้อยสองชิ้นโพรพลิดและอาจมีวัตถุที่สาม วัตถุที่สว่างกว่ามีสเปกตรัมคลาส M1 มวลประมาณครึ่งหนึ่งของ  _M☉ และดูเหมือนจะเป็นดาวฤกษ์มวลน้อยปกติ ส่วนวัตถุที่จางกว่านั้นผิดปกติมาก โดยแสดงสเปกตรัมการดูดกลืน M7 หรือ M8 ที่เจือจางพร้อมเส้นการปล่อยของไฮโดรเจนและฮีเลียม การตีความคือมันเป็นดาวแคระน้ำตาลที่ฝังอยู่ภายในโพรพลิดซึ่งกำลังถูกระเหยด้วยแสงโดย σ Ori A การปล่อย รังสีเอกซ์จาก IRS1 ชี้ให้เห็นถึงการมีอยู่ของจานสะสมมวลรอบดาว T Tauriแต่ยังไม่ชัดเจนว่าสิ่งนี้จะเข้ากับสถานการณ์โพรพลิดได้อย่างไร^{[ 50 ]}

ในภาพอินฟราเรด จะเห็นส่วนโค้งเด่นชัดอยู่ตรงกลางที่ σ Ori AB ซึ่งอยู่ห่างจากดาวฤกษ์ประเภท O ประมาณ 50" หรือประมาณ 0.1 พาร์เซก โดยพุ่งตรงไปยัง IC434 หรือเนบิวลาหัวม้า สอดคล้องกับการเคลื่อนที่ในอวกาศของดาวฤกษ์ ลักษณะที่ปรากฏคล้ายกับคลื่นกระแทกรูปคัน ธนู แต่ชนิดของรังสีแสดงให้เห็นว่าไม่ใช่คลื่นกระแทกรูปคันธนู การปล่อยรังสีอินฟราเรดที่สังเกตได้ ซึ่งมีจุดสูงสุดอยู่ที่ประมาณ 45 ไมครอน สามารถจำลองได้ด้วย ส่วนประกอบ แบบวัตถุดำ สอง ส่วน ส่วนหนึ่งที่อุณหภูมิ 68K และอีกส่วนหนึ่งที่ 197 K เชื่อกันว่าส่วนประกอบเหล่านี้เกิดจากอนุภาคฝุ่นที่มีขนาดแตกต่างกันสองขนาด

มีการตั้งทฤษฎีว่าวัสดุที่ประกอบเป็นส่วนโค้งนั้นเกิดจากการระเหยด้วยแสงจากกลุ่มเมฆโมเลกุลรอบเนบิวลาหัวม้า ฝุ่นจะแยกตัวออกจากก๊าซที่พัดพามันมาจากกลุ่มเมฆโมเลกุลด้วยแรงดันรังสีจากดาวฤกษ์ร้อนที่อยู่ใจกลางกระจุกดาวโอไรออนิส ฝุ่นจะสะสมตัวในบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงกว่าซึ่งได้รับความร้อนและก่อตัวเป็นรูปร่างที่มองเห็นได้ในย่านอินฟราเรด

คำว่า "คลื่นฝุ่น" ถูกนำมาใช้เมื่อฝุ่นสะสมตัวขึ้น แต่ก๊าซส่วนใหญ่ไม่ได้รับผลกระทบ ตรงกันข้ามกับ "คลื่นหัวเรือ" ที่ทั้งฝุ่นและก๊าซหยุดนิ่ง คลื่นฝุ่นเกิดขึ้นเมื่อตัวกลางระหว่างดาวมีความหนาแน่นเพียงพอและลมดาวฤกษ์อ่อนพอที่จะทำให้ระยะห่างของฝุ่นมากกว่าระยะห่างของคลื่นกระแทกหัวเรือ ซึ่งเห็นได้ชัดว่าน่าจะเกิดขึ้นกับดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่ช้า แต่ดาวฤกษ์สว่างที่เคลื่อนที่ช้าอาจมีอายุขัยไม่ยาวนานพอที่จะสร้างคลื่นหัวเรือได้ ดาวฤกษ์คลาส O ตอนปลายที่มีความสว่างต่ำควรจะสร้างคลื่นหัวเรือได้โดยทั่วไปหากแบบจำลองนี้ถูกต้อง^{[ 51 ]}

อย่างไรก็ตาม การศึกษาอีกชิ้นหนึ่งพบว่าคุณลักษณะนี้เกิดจาก σ Ori AB เป็นดาวฤกษ์ที่หลุดออกนอกเส้นทางหลักฐานสำหรับลักษณะการหลุดออกนอกเส้นทางของดาวฤกษ์ ได้แก่การเคลื่อนที่เฉพาะที่ แตกต่างกัน เมื่อเทียบกับกระจุกดาว ส่วนโค้งอินฟราเรดตามเวกเตอร์ความเร็วที่คาดการณ์ไว้ และความแตกต่างของมวลจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดภายในกระจุกดาว จานที่ยังไม่พบกับ σ Ori AB มีมวลจานมากกว่าจานที่พบกับ σ Ori AB แล้ว จานที่พบกับ σ Ori AB แล้วมีมวลจานลดลงเนื่องจากการระเหยด้วยแสงจากรังสีอันทรงพลังของ σ Ori AB ผลลัพธ์นี้จำเป็นต้องได้รับการยืนยันโดยการจำกัดการเคลื่อนที่เฉพาะของ σ Ori AB ให้ดียิ่งขึ้น^{[ 52 ]}

ระยะทางไปยัง σ Orionis และกระจุกดาวโดยรอบนั้นไม่แน่นอนมาโดยตลอด ค่า พารัลแลกซ์จากดาวเทียม Hipparcosมีให้สำหรับสมาชิกที่คาดการณ์ไว้หลายกลุ่ม แต่มีความไม่แน่นอนสูงมากสำหรับองค์ประกอบของ σ Orionis ค่าประมาณระยะทางที่ตีพิมพ์มีตั้งแต่352  ชิ้นถึง473 pc . ^{[ 13 ]} พารัลแลกซ์ไดนามิกของค่า 2.5806 ± 0.0088  มิลลิวินาทีได้มาจากการใช้ข้อมูลวงโคจรของดาวฤกษ์กลางสองดวง ทำให้ได้ระยะทางเท่ากับ387.5 ± 1.3  pc . ^{[ 18 ]}

ยานอวกาศไกอาได้เผยแพร่ค่าพารัลแลกซ์ของดาวหลายร้อยดวงในกระจุกดาว รวมถึงดาวแคระน้ำตาลและดาวฤกษ์อื่นๆ อีกหลายพันดวงในบริเวณกระจุกดาวนั้น พบว่ากระจุกดาวนี้ค่อนข้างแผ่ขยายออกไป แต่มีระยะห่างโดยเฉลี่ยประมาณ...391+50 −40 pc . ^{[ 13 ]} ค่าพารัลแลกซ์ ของ Gaia Data Release 3สำหรับส่วนประกอบ C, D และ E คือ2.4720 ± 0.0293  มิลลิวินาที , ^{[ 4 ]}2.4744 ± 0.0622 มิลลิ^{วินาที} [ ^{5 ]}และ2.3077 ± 0.0647 มิลลิวินาทีตามลำดับ^{[ 6 ]} สิ่งเหล่านี้มีความไม่แน่นอนทางสถิติต่ำ แม้ว่าจะมีสัญญาณรบกวนทางดาราศาสตร์มากเกินไปอย่างมีนัยสำคัญก็ตาม ยังไม่มีการเผยแพร่พารัลแลกซ์ของ Gaia สำหรับองค์ประกอบ AB ส่วนกลาง ระยะทางที่สอดคล้องกันคือ402 ± 4ชิ้น401 ± 9 ชิ้นและ428 ± 12 pcสำหรับส่วนประกอบ C, D และ E ตามลำดับ^{[ 53 ]}

• เลี้ยวซ้ายที่กลุ่มดาวโอไรออนมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าและผ่านกล้องโทรทรรศน์
• σ Orionis ถูกเก็บถาวร 2016-04-15 ที่ หน้า Wayback Machine Researchers ที่Instituto de Astrofísica de Andalucía
• คู่มือการสังเกตดาวคู่ในเดือนมกราคม จาก สมาคมดาราศาสตร์แห่งแอฟริกาใต้
• ภาพถ่ายชุด "ดาวสว่างและดาวหลายดวง"จากหอดูดาวประจำมหาวิทยาลัยเฟรสโนสเตท ส่วนใหญ่เป็นฝีมือของนักศึกษา
• ดาวห้าแฉกในกลุ่มดาวโอไรออน (เพื่อความเข้าใจง่ายขึ้น พร้อมภาพประกอบ)