Sigma Orionis
| Constelación | Orión |
| Ascensión recta α | 05h 38m 44,8s |
| Declinación δ | -02º 36’ 00’’ |
| Distancia | 1150 años luz (aprox) |
| Magnitud visual | +4,2 / +5,1 / +8,79 / +6,62 / +6,65 |
| Magnitud absoluta | -3,96 (conjunta) |
| Luminosidad | 35.000 / 30.000 / ? / ? / ? soles |
| Temperatura | 32.000 / 29.600 / ? / ? / ? K |
| Masa | 18 / 13,5 / ? / 7 / 7 soles |
| Tipo espectral | O9.5V / B0.5V / A2V / B2V / B2V |
| Velocidad radial | +29,1 km/s |
Sigma Orionis (σ Ori / 48 Orionis)[1] es un sistema estelar quíntuple en la constelación de Orión. Su magnitud aparente conjunta es +3,66. Representa el pináculo de un cúmulo —llamado Cúmulo de Sigma Orionis—[2] situado a unos 1150 años luz del Sistema Solar, que a su vez forma parte de la Asociación estelar Orión OB1.[3]
La componente dominante del sistema es una estrella binaria, Sigma Orionis AB, cuyas componentes, de magnitudes +4,2 y +5,1, están separadas 0,25 segundos de arco. Ambas son estrellas azules de la secuencia principal; la más brillante es de tipo espectral O9.5 y 32.000 K de temperatura, mientras que su compañera es de tipo B0.5 y 29.600 K. Es una de las binarias visuales de mayor masa, con 18 masas solares la estrella más caliente y 13,5 masas solares su compañera. Separadas unas 90 UA, el período orbital de esta binaria es de 170 años.[3]
Las siguientes estrellas en cuanto a brillo son Sigma Orionis D y Sigma Orionis E. Las dos son estrellas de tipo B2V con una masa de 7 masas solares. El brillo de ambas es muy semejante —magnitudes +6,62 y +6,65—, pero Sigma Orionis E se distingue por ser una estrella rica en helio. En su superficie, el helio parece estar concentrado en manchas concretas que implican una combinación del eje de rotación y del eje del campo magnético estelar.[3]
La quinta estrella que completa el sistema, Sigma Orionis C, es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo A2V. De acuerdo a su separación proyectada —3900 UA— es la más próxima al par AB. Sigma Orionis D y Sigma Orionis E se encuentran, respectivamente, a 4600 UA y 15.000 UA de la binaria AB.[3]