오리온자리 시그마
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1. 개요
오리온자리 시그마(σ Ori)는 오리온자리의 허리띠 동쪽 끝에 위치한 다중성계로, 고대부터 알려져 왔다. σ 오리온자리는 σ Ori A, B, C, D, E, IRS1로 구성되어 있으며, σ 오리온자리 성단은 Ori OB1b 성협의 일부로, 다양한 별과 갈색 왜성을 포함한다. 특히, σ Ori E는 헬륨이 풍부하고 강한 자기장을 가진 변광성으로, 1.19일의 자전 주기를 가지며 자기장의 변화에 따라 밝기가 변한다. 또한, σ Ori AB를 중심으로 먼지파가 관측되며, 이는 별의 복사압에 의해 분자 구름에서 먼지가 떨어져 나가 형성된 것이다. 가이아 우주선의 관측에 따르면, 이 다중성계와 성단까지의 거리는 약 391 ± 50 pc이다.
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| 오리온자리 시그마 | |
|---|---|
| 위치 정보 | |
 | |
| 관측 정보 | |
| 시대 | J2000 |
| 별자리 | 오리온자리 |
| 겉보기 등급 | A: 4.07 B: 5.27 C: 8.79 D: 6.62 |
| 특징 | |
| 분광형 (AB) | O9.5V + B0.5V |
| B-V 색지수 (AB) | −0.31 |
| U-B 색지수 (AB) | −1.02 |
| 변광성 여부 (AB) | 아니오 |
| 분광형 (C) | A2 V |
| B-V 색지수 (C) | −0.02 |
| U-B 색지수 (C) | −0.25 |
| 변광성 여부 (C) | 아니오 |
| 분광형 (D) | B2 V |
| B-V 색지수 (D) | −0.17 |
| U-B 색지수 (D) | −0.87 |
| 변광성 여부 (D) | 아니오 |
| 분광형 (E) | B2 Vpe |
| B-V 색지수 (E) | −0.09 |
| U-B 색지수 (E) | −0.84 |
| 변광성 여부 (E) | SX Ari |
| 운동 정보 | |
| 시선 속도 | −29.45 ± 0.45 |
| 고유 운동 (적경) | 해당 없음 |
| 고유 운동 (적위) | 해당 없음 |
| 시차 (AB) | 3.04 ± 8.92 mas |
| 시차 (D) | 6.38 ± 0.90 mas |
| 거리 (광년) | 해당 없음 |
| 거리 (파섹) | 387.51 ± 1.32 |
| 절대 등급 (Aa) | −3.49 |
| 절대 등급 (Ab) | −2.90 |
| 절대 등급 (B) | −2.79 |
| 궤도 정보 (Ab) | |
| 기준 별 | Aa |
| 이름 | Ab |
| 주기 | 143.2002 ± 0.0024 일 |
| 축 (단위 없음) | 0.0042860 |
| 축 (태양 반지름) | ~360 R☉ |
| 경사 | ~56.378 ± 0.085 도 |
| 이심률 | 0.77896 ± 0.00043 |
| K1 | 72.03 ± 0.25 |
| K2 | 95.53 ± 0.22 |
| 궤도 정보 (B) | |
| 기준 별 | A |
| 이름 | B |
| 주기 | 159.896 ± 0.005 |
| 주기 (단위 없음) | 해당 없음 |
| 축 | 0.2629 ± 0.0022 |
| 축 (단위 없음) | 해당 없음 |
| 경사 | 172.1 ± 4.6 도 |
| 이심률 | 0.024 ± 0.005 |
| 상세 정보 (σ Ori Aa) | |
| 질량 | 18 M☉ |
| 온도 | 35,000 K |
| 반지름 | 5.6 R☉ |
| 광도 | 41,700 L☉ |
| 자전 속도 | 135 km/s |
| 표면 중력 | 4.20 |
| 나이 | 0.3 백만 년 |
| 상세 정보 (σ Ori Ab) | 해당 없음 |
| 상세 정보 (σ Ori Ab) | |
| 질량 | 13 M☉ |
| 온도 | 31,000 K |
| 반지름 | 4.8 R☉ |
| 광도 | 18,600 L☉ |
| 자전 속도 | 35 km/s |
| 표면 중력 | 4.20 |
| 나이 | 0.9 백만 년 |
| 상세 정보 (σ Ori B) | |
| 질량 | 14 M☉ |
| 온도 | 29,000 K |
| 반지름 | 5.0 R☉ |
| 광도 | 15,800 L☉ |
| 자전 속도 | 250 km/s |
| 표면 중력 | 4.15 |
| 나이 | 1.9 백만 년 |
| 상세 정보 (C) | |
| 질량 | 2.7 M☉ |
| 온도 | 해당 없음 |
| 반지름 | 해당 없음 |
| 광도 | 해당 없음 |
| 자전 속도 | 해당 없음 |
| 표면 중력 | 해당 없음 |
| 나이 | 해당 없음 |
| 상세 정보 (D) | |
| 질량 | 6.8 M☉ |
| 온도 | 21,500 K |
| 반지름 | 해당 없음 |
| 광도 | 해당 없음 |
| 자전 속도 | 180 km/s |
| 표면 중력 | 4.3 |
| 나이 | 해당 없음 |
| 상세 정보 (E) | |
| 질량 | 8.30 M☉ |
| 온도 | 22,500 K |
| 반지름 | 3.77 R☉ |
| 광도 | 3,162 L☉ |
| 자전 속도 | 140 ± 10 km/s |
| 자전 주기 | 1.190847 일 |
| 표면 중력 | 4.2 ± 0.2 |
| 나이 | 0.4-0.9 백만 년 |
| 식별 정보 (AB) | |
| 이름 | 시그마 오리온자리, 시그마 오리, σ 오리온자리, σ 오리, 48 오리온자리, 48 오리 |
| 기타 이름 | HD 37468, HR 1931, HIP 26549, SAO 132406, BD−02°1326, 2MASS J05384476-0236001, Mayrit AB |
| 식별 정보 (C) | 2MASS J05384411-0236062, Mayrit 11238 |
| 식별 정보 (D) | HIP 26551, 2MASS J05384561-0235588, Mayrit 13084 |
| 식별 정보 (E) | V1030 오리온자리, HR 1932, HD 37479, BD−02°1327, 2MASS J05384719-0235405, Mayrit 41062 |
2. 역사
오리온자리 시그마는 고대부터 알려진 별이지만, 프톨레마이오스의 알마게스트에는 포함되지 않았다.[14] 알 수피가 언급했지만, 그의 목록에는 정식으로 등재되지 않았다.[15] 보다 현대에는 티코 브라헤가 측정하여 그의 목록에 포함시켰으며, 케플러의 확장판에는 "Quae ultimam baltei praecedit ad austr." (허리띠의 가장 바깥쪽을 앞서고, 남쪽으로)라고 묘사되어 있다.[16] 요한 바이어는 그의 우라노메트리아에 그리스 문자 σ(시그마)를 가진 단일 별로 기록했으며, "in enſe, prima" (검 안에, 첫 번째)라고 묘사했다.[17] 또한 플람스티드 명칭 48번을 부여받았다.
σ 오리온자리 성단은 오리온자리 허리띠로 불리는 Ori OB1b 성협의 일부이다. 1996년에 σ 오리온자리를 중심으로 전주계열성이 발견되면서 성단의 존재가 알려졌다. 성간 소광이 적고 지구와 가까워(약 360-400pc) 연구가 활발하게 진행되고 있다. 성단의 별 형성은 약 300만 년 전에 시작되었다.[29]
1776년, 크리스티안 마이어는 σ Ori를 세 개의 별(AB, E, 그리고 그 사이에 또 다른 별)로 묘사했다. FGW 슈투르베는 구성 요소 D를 확인하고, 1876년에 네 번째(C)를 추가했다. 1892년 셔번 웨슬리 번햄은 σ Ori A 자체가 매우 가까운 이중성이라고 보고했지만, 많은 관측자들이 이를 확인하지 못했다. 20세기 후반에 σ Ori A/B의 궤도가 풀렸고, 당시 알려진 가장 질량이 큰 쌍성 중 하나였다.[18]
1904년, σ Ori A는 가변적인 시선 속도를 갖는 단일 선 분광 쌍성으로 밝혀졌다.[19] 이차 구성 요소의 스펙트럼선은 빠른 자전에 의한 선 넓어짐으로 인해 찾기 어렵거나 보이지 않았다. 보고된 분광 쌍성 상태가 실제로는 시각적 동반성 B를 지칭하는지에 대한 혼란이 있었다. 2011년, 이 시스템은 내부 분광 쌍성과 더 넓은 시각적 동반성을 가진 삼중성으로 확인되었고,[18] 2013년 내부 쌍이 간섭계로 분해되었다.[20]
1956년, σ Ori E는 헬륨이 풍부한 것으로 확인되었고,[5] 1959년에는 가변 시선 속도,[21] 1974년에는 가변적인 방출 특징,[22] 1978년에는 비정상적으로 강한 자기장을 갖는 것으로 나타났다.[43] 1977년에는 광학적으로 가변적이며,[23] 1979년에 정식으로 변광성으로 분류되었다.[24]
1996년, 오리온자리의 허리띠 지역에서 다수의 저질량 주계열전성이 확인되었다.[25] 특히 σ 오리온자리를 중심으로 가까운 무리가 존재한다는 것이 밝혀졌다.[26] 밝은 σ 오리온자리 별과 같은 지역, 같은 거리에 다수의 갈색 왜성이 발견되었다.[27]
3. 오리온자리 시그마 성단
성단의 중심부에는 A부터 E까지 다섯 개의 밝은 별이 있으며, 가장 밝은 A별로부터의 거리에 따라 이름이 붙여졌다. 가장 가까운 쌍 AB는 0.2" - 0.3" 떨어져 있지만, 12" 망원경으로 발견되었다.[30] σ Ori A로부터 3.3" 떨어진 적외선 및 전파원 IRS1은 처음에는 성운 덩어리로 생각되었으나, 이후 두 개의 태양보다 작은 별로 분해되었다. 관련된 가변 X선원은 T Tauri 별로 추정된다.[45]
이 성단에는 HD 37699, HD 37525, HD 294271, HD 294272, HD 37333, HD 37564, V1147 Ori 등 다수의 A형 또는 B형 별이 포함되어 있다.[29][31] HD 294271과 HD 294272는 "쌍성" Struve 761(또는 STF 761)을 구성하며, σ 오리온자리(Struve 762)에서 3' 떨어져 있다.[32]
성단에는 30개 이상의 갈색 왜성과 행성 질량 천체(S Ori 60 등), 초기 M형 적색 왜성(2MASS J05384746-0235252, 2MASS J05384301-0236145 등)이 발견되었다.[33][45] 수백 개의 저질량 천체가 성단 구성원으로 추정되며, 분광형으로 확인된 M형 별 약 100개, K형 별 약 40개, 소수의 G형 및 F형 천체를 포함한다. 중심 핵에 많은 천체가 모여 있으며, 10' 이상에 흩어져 있는 관련 천체들의 헤일로가 존재한다.[31] 몇 개의 L 왜성이 포함되어 있으며, 이들은 행성 질량 천체로 결정된다.[34] 과거 몇몇 T 왜성이 성단의 일부로 여겨졌으나, 대부분 전경에 있는 갈색 왜성으로 밝혀졌다.[35]
2024년 ALMA 관측 결과, K형 별과 초기 M형 별 주변 원반에서 틈과 고리가 발견되었으며, Haro 5-34(SO 1274)는 궤도 공명 사슬로 배열된 다섯 개의 틈을 보여주었다. 성단의 원반은 σ 오리온자리에 의한 외부 광증발 또는 이 지역의 중간 나이로 인해 작다.[38]
3. 1. 구성원
σ 오리온자리 성단은 오리온자리 허리띠 부분의 Ori OB1b 성협에 속한다. 1996년 이 성단을 중심으로 전주계열성이 발견되면서 알려지기 시작했다. 가까운 거리와 성간 소광이 없다는 특징 덕분에, 이후 광범위하게 연구되었다. 성단 내 별 형성은 약 300만 년 전에 시작되었고, 거리는 약 360 pc으로 추정된다.[29]
성단의 중심부에는 A부터 E까지 5개의 밝은 별이 있으며, 가장 밝은 구성원인 σ Ori A와의 거리에 따라 이름이 붙여졌다. 가장 가까운 쌍인 AB는 0.2" - 0.3" 떨어져 있지만, 12" 망원경으로 관측 가능하다.[30] σ Ori A에서 3.3" 떨어진 곳에는 적외선 및 전파원인 IRS1이 있는데, 이는 성운 덩어리로 여겨졌으나, 이후 두 개의 작은 별로 분해되었다. 관련된 가변 X선원은 T Tauri 별로 추정된다.[45]
이 성단에는 여러 A형 또는 B형 별이 포함되어 있다:[29][31]
HD 294271과 HD 294272는 "쌍성" Struve 761(또는 STF 761)을 구성하며, σ 오리온자리에서 3분각 떨어져 있다. 이는 Struve 762로도 알려져 있다.[32]
성단의 중심 별에서 1분각 이내에는 30개 이상의 다른 성단 구성원들이 발견되었는데, 대부분 갈색 왜성과 행성 질량 천체인 S Ori 60[33]을 포함한다. 초기 M 적색 왜성인 2MASS J05384746-0235252 및 2MASS J05384301-0236145도 포함된다.[45] 성단 구성원으로 추정되는 수백 개의 저질량 천체 중에는 분광학적으로 측정된 약 100개의 M형 별과 약 40개의 K형 별, 소수의 G형 및 F형 천체가 있다. 많은 수가 중심 핵에 모여 있지만, 10분각 이상에 흩어져 있는 관련 천체들의 헤일로도 존재한다.[31] 성단에는 몇 개의 L 왜성이 포함되어 있으며, 이들은 행성 질량 천체로 확인되었다.[34] 과거에는 몇 개의 T 왜성이 성단의 일부로 여겨졌지만, 대부분 전경에 있는 갈색 왜성으로 밝혀졌다.[35] 이 L 왜성의 약 29%는 먼지 원반으로 둘러싸여 있다.[36] 성단에는 갈색 왜성 SE 70과 행성 질량 천체 S Ori 68로 구성된 쌍도 있는데, 이들은 1700 AU 떨어져 있다.[37]
2024년 ALMA를 이용한 K형 별과 초기 M형 별의 고해상도 이미징 결과, 이들 별 주변의 원반에서 틈과 고리가 발견되었다. Haro 5-34 (SO 1274, K7형 별)는 다섯 개의 틈을 보여주었으며, 이는 궤도 공명 사슬로 배열된 것으로 보인다. 성단의 원반은 σ 오리온자리에 의한 외부 광증발 또는 이 지역의 중간 나이 때문에 작다.[38]
오리온자리 시그마는 다중성으로, 1,150광년 거리에 있는 성단에 속해 있다. 성단에는 목성 질량의 수 배에 달하는 갈색 왜성이 다수 포함되어 있을 것으로 추정된다.
주요 구성원들의 특징은 다음과 같다:
| 지표 | 구성 요소 | ||||
|---|---|---|---|---|---|
| A | B | C | D | E | |
| 스펙트럼형 | O9.5 주계열성 | B0.5 주계열성 | A형 주계열성 | B2 주계열성 | B2 주계열성 |
| 시등급 | 4.2 | 5.1 | 9 | 6.62 | 6.65 |
| 질량 (M☉) | 18 | 13.5 | 6.8 | 8.30 | |
| 광도 (L☉) | 35,000 | 30,000 |
A와 B는 수백만 년 전에 탄생한 수소 핵융합을 하는 주계열성이며, 0.25초 각도로 떨어져 있고 실제로는 90AU 떨어져 있으며 주기는 170년이다. A와 B의 쌍으로부터 C는 3,900 AU, D는 4,600 AU, E 별계는 15,000 AU 떨어져 있다. A와 B의 궤도는 안정적이지만, 나머지 세 별은 항성의 최후를 맞기 전에 속도가 증가하여 별계에서 이탈할 가능성이 있다.
결국 A가 가장 먼저 초신성 폭발을 일으키고, 이어서 B가 초신성이 되며, 나머지 세 별은 백색 왜성이 될 것으로 추정된다. A의 초신성 폭발은 B를 별계에서 추방할 가능성도 있다.
3. 1. 1. σ Ori AB
σ 오리온자리 시스템의 가장 밝은 구성원은 O형 후기 별처럼 보이지만, 실제로는 Aa, Ab, B로 지정된 세 개의 별로 구성된 삼중성계이다. 내부 쌍성계는 143일마다 매우 큰 이심률을 가진 궤도를 돌고 있으며, 외부 별은 약 157년마다 거의 원형에 가까운 궤도를 한 바퀴 돈다. 이중성으로 처음 발견된 이후 아직 완전한 궤도를 돌지 못했다.[11] 세 별 모두 매우 젊은 주계열성으로 에서 사이의 질량을 가지고 있다.
주성분 Aa는 O9.5형 별로, 온도는 35,000 K이고 광도는 이상이다. B0.5 주계열성을 나타내는 선은 온도가 31,000 K이고 광도가 인 가까운 동반성 Ab에 속하는 것으로 나타났다. 이들의 거리는 0.5 AU 미만에서 약 2 AU까지 다양하다. 기존의 단일 거울 망원경으로는 직접 촬영할 수 없지만, 각각의 시등급은 4.61과 5.20으로 계산되었다.[11] σ 오리온자리 A의 두 구성 요소는 간섭 기술을 사용하여 CHARA 배열로 분해되었으며, 간섭 및 시각 관측을 결합하여 매우 정확한 궤도를 얻을 수 있었다.[12]
삼중성의 외곽 별인 구성 요소 B의 스펙트럼은 감지할 수 없다. σ Ori B의 광도 기여도는 측정할 수 있으며, B0-2 주계열성일 가능성이 높다. 시등급 5.31은 σ Ori Ab와 유사하므로 쉽게 보일 수 있지만, 스펙트럼 선이 매우 넓어져 다른 두 별의 배경에서 보이지 않는 것으로 추정된다.[11] 구성 요소 B의 궤도는 NPOI 및 CHARA 배열을 사용하여 정확하게 계산되었다. 세 별의 궤도를 결합하면 HIPPARCOS 시차보다 훨씬 더 정확한 시차를 얻을 수 있다.[12]
두 궤도의 경사각은 상대적인 경사각을 계산할 수 있을 만큼 정확하게 알려져 있다. 두 궤도면은 직교에서 30° 이내이며, 내부 궤도는 순행 운동이고 외부 궤도는 역행 운동이다. 약간 놀랍지만, 이러한 상황은 삼중성계에서 반드시 드문 것은 아니다.[12]
세 개의 구성 별의 질량은 표면 중력의 분광학적 계산, 관측된 물리적 특성에 진화 모델을 비교, 별의 궤도 운동으로부터 계산 할 수 있다. σ 오리온 별의 각 구성 요소에 대해 구한 분광 질량은 오차가 크지만, 역학적 질량과 분광 질량은 약 이내의 정확도를 가지는 것으로 간주되며, σ 오리온 A의 두 구성 요소의 역학적 질량은 약 이내로 알려져 있다. 그러나 역학적 질량은 오차 범위보다 훨씬 더 크게 진화 질량보다 크며, 이는 시스템적인 문제를 나타낸다.[11][12] 이러한 종류의 질량 불일치는 많은 별에서 발견되는 일반적이고 오래된 문제이다.[39]
각 별의 관측 또는 계산된 물리적 특성을 이론적 별 진화 궤도와 비교하면 별의 나이를 추정할 수 있다. Aa, Ab, B 구성 요소의 추정 나이는 각각 백만 년, 백만 년, 백만 년이다. 오차 범위가 크지만 이들은 서로 일치하는 것으로 간주할 수 있지만, 전체적으로 σ 오리온자리 성단의 추정 나이 2-3 백만 년과 일치시키기는 더 어렵다.[12]
3. 1. 2. σ Ori C
σ 오리온 C는 σ 오리온 별들 중 가장 희미한 별이다. σ Ori AB에서 11" 떨어져 있는데, 이는 3960AU에 해당한다. A형 주계열성이다. σ Ori C는 Cb[40]와 MAD-4[45]로 불리는 희미한 동반성을 2" 떨어진 곳에 가지고 있다. Cb는 적외선 파장에서 σ Ori Ca보다 5등급 더 희미하며, K 밴드 등급은 14.07이며, 갈색 왜성일 가능성이 높다.[45]3. 1. 3. σ Ori D
σ Ori D는 6.62등급의 B2 주계열성이다. σ Ori AB에서 13" 떨어져 있는데, 이는 4,680 AU에 해당한다. 크기, 온도, 밝기는 σ Ori E와 매우 유사하지만, σ Ori E와 같은 특이한 스펙트럼 특징이나 변동성은 나타내지 않는다.| 지표 | D |
|---|---|
| 스펙트럼형 | B2 주계열성 |
| 시등급 | 6.62 |
| 질량 (M☉) | 6.8 |
3. 1. 4. σ Ori E
σ Ori E는 SX Arietis 변광성으로 분류되는 특이한 변광성이며, V1030 오리온으로도 알려져 있다.[41] 헬륨이 풍부하고 강한 자기장을 가지고 있으며, B2 Vpe 스펙트럼형을 가진다. 1.19일의 자전 주기 동안 6.61등급에서 6.77등급 사이로 변광한다.[41] 이 변광성은 자기장에 의해 발생하는 표면 밝기의 대규모 변화로 인한 것으로 여겨진다. 자기 제동으로 인해 자전 주기가 느려지고 있으며,[42] 이는 자전 주기의 변화를 직접 측정한 몇 안 되는 자기 별 중 하나이다.[44]자기장은 −2,300에서 +3,100 가우스로 매우 가변적이며, 밝기 변화 및 예상되는 자전 주기와 일치한다.[43] 최소 밝기 부근에서는 광구 위를 회전하는 플라스마 구름으로 인한 것으로 보이는 쉘형 스펙트럼이 나타난다.[43] 스펙트럼의 헬륨 증가는 수소가 자기 극쪽으로 우선적으로 포획되어 적도 부근에 헬륨이 과잉으로 남기 때문일 수 있다.[43]
σ Ori E는 σ Ori AB로부터 41"(약 15,000 AU) 떨어져 있다.[2] 또한, 약 0.3" 떨어진 곳에 희미한 동반성을 가지고 있는데,[45] 이 동반성은 헬륨이 풍부한 주성보다 약 5등급 더 어둡고, K 밴드 적외선 파장에서 약 10-11등급이다. 이는 저질량 별로 추정된다.[45]
3. 1. 5. σ Ori IRS1
적외선원 IRS1은 σ Ori A와 가깝다.[46] IRS1은 원시행성계원반과 세 번째 천체로 추정되는 저질량 천체 쌍으로 분해되었다.[46] 밝은 천체는 M1 분광형, 태양 질량의 약 0.5배 정도의 질량을 가지고 있으며 비교적 정상적인 저질량 별로 보인다.[46] 어두운 천체는 수소와 헬륨의 방출선을 가진 희석된 M7 또는 M8 흡수 스펙트럼을 보여 매우 특이하다.[46] 해석에 따르면, 이 천체는 σ Ori A에 의해 광증발되고 있는 원시행성계원반 내에 내장된 갈색 왜성이다.[46] IRS1에서 나오는 X선 방출은 T Tauri 별 주변에 강착 원반이 존재함을 시사하지만, 이것이 원시행성계원반 시나리오와 어떻게 부합하는지는 불분명하다.[46]4. 먼지파 (Dust wave)
적외선 이미지에서 σ Ori AB를 중심으로 뚜렷한 아크가 보인다. 이 아크는 O형 별에서 약 50" 떨어져 있는데, 거리를 기준으로 약 0.1pc이다. 이 아크는 별의 공간 이동 방향과 일치하며, 말머리 성운(IC434)을 향하고 있다. 겉모습은 충격파와 유사하지만, 방사선의 종류로 보아 충격파는 아니다. 약 45 마이크론에서 최고점을 보이는 관측된 적외선 방출은 68K와 197K의 두 가지 대략적인 흑체 복사 성분으로 모델링할 수 있다. 이는 두 가지 다른 크기의 먼지 입자에 의해 생성되는 것으로 생각된다.
이 아크의 물질은 말머리 성운 주변의 분자 구름에서 광증발에 의해 생성되는 것으로 이론화되었다. 먼지는 σ 오리온스 성단 중심부의 뜨거운 별에서 나오는 복사압에 의해 분자 구름에서 떨어져 나가게 된다. 먼지는 가열되어 가시적인 적외선 형태를 형성하는 더 조밀한 영역에 축적된다.
"먼지파"라는 용어는 먼지가 쌓이지만 가스는 대체로 영향을 받지 않는 경우에 적용되며, 먼지와 가스가 모두 멈추는 "활파"와는 대조된다. 먼지파는 성간 매질이 충분히 밀도가 높고, 별풍이 충분히 약하여 먼지 이탈 거리가 충격파의 이탈 거리보다 클 때 발생한다. 이는 분명히 느리게 움직이는 별에서 더 자주 발생할 것이지만, 느리게 움직이는 밝은 별은 활파를 생성할 만큼 수명이 길지 않을 수 있다. 낮은 광도의 늦은 O형 별은 이 모델이 맞다면 일반적으로 활파를 생성해야 한다.[47]
5. 거리
오리온자리 시그마와 그 주변 성단까지의 거리는 역사적으로 불확실했다. 히파르코스(Hipparcos) 시차는 일부 구성원들에 대해 이용 가능했지만, 오리온자리 시그마 구성 요소에 대해서는 불확실성이 매우 컸다. 역학적 시차는 로 계산되었다.[12]
가이아 우주선은 성단 구성원들의 시차를 발표하여, 성단이 상당히 확장되었지만 평균 거리는 임을 밝혔다.[44] 가이아 조기 데이터 릴리스 3에 따르면 C, D, E 구성 요소의 거리는 각각 402pc, 401pc, 428pc이다.[51] 중심 AB 구성 요소에 대한 가이아 시차는 발표되지 않았다.
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