RW Кефеј

RW Кефеј

CHARA/MIRC-X слика на RW Кефеј во H-класа за време на „големото затемнување“, откривајќи форма слична на кутија и темна дамка на западната страна на ѕвездата
Податоци од набљудување Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие	Кефеј
Ректасцензија	22ч 23м &1000000000070152100000007,01521с[1]
Деклинација	+55° 57′ &1000000000047624400000047,6244″[1]
Прив. величина (V)	+6.65[2] (6.0–7.6[3])
Особености
Развојна фаза	Црвен, портокалов или жолт хиперџин
Спектрален тип	K2 0-Ia[4] (G8 - M2Ia-0[3])
Привидна ѕвездена величина (K)	1.88[2]
U−B Боен показател	2.38[2]
B−V Боен показател	2.22[2]
Променлив тип	SRd[5]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)	−56.00[6] км/с
Сопствено движење (μ)	Рект: −3.606[1] млс/г Дек.: −2.881[1] млс/г
Паралакса (π)	0.1140 ± 0.0342[1] млс
Оддалеченост	3.400+220 200 пс
Апсолутна величина (MV)	−8.0[7] – −9.4[8]
Податоци
Полупречник	900+– 1.760,[9] 940[10][б 1] R☉
Површ. грав. (log g)	0.2[11]
Сјајност	300,000[10] L☉
Температура	4,200[9]–4,400,[10] 3,900[9] (за време на затемнувањето) K
Други ознаки
ХД 212466, ХИП 110504, САО 34387, БП+55°2737, АЗНПЅ 2219+55A
Наводи во бази
SIMBAD	— податоци

RW Кефеј — хиперџин од К-класа и полуправилна променлива ѕвезда во соѕвездието Кефеј, на работ на H II подрачјето Шарплес 132 и блиску до малото расеано јато Беркли 94. Таа е меѓу најголемите познати ѕвезди со полупречник од речиси 1.000 пати поголем од оној на Сонцето (R_☉), речиси колку орбитата на Јупитер.

Во 2022 година, ѕвездата претрпела „големо затемнување“ настан сличен на Бетелгез.

Температурната средина помеѓу црвените суперџинови и жолтите хиперџинови^[12][13] довела до тоа да се смета на различни начини како црвен хиперџин или жолт хиперџин^[14][15].

Првото документирано видување на RW Кефеј датира од 1746 година кога била вклучена во каталог на ѕвезди составен од Џејмс Бредли.^[16] Таа е опишана како црвена ѕвезда барем уште од 1840-тите, ^{[б 2]} кога Фридрих Вилхелм Аргеландер ја забележал како „многу црвена“ во неговиот каталог.^[17] RW Кефеј била независно откриена дека е променлива ѕвезда од Томас Вилијам Бакхаус и Хенриета Свон Левит во 1899 и 1907 година соодветно^[18][19], но Анџело Секи се сомневал дека е променлива од најмалку 1868 година^[20]. Ѕвездата била означена како RW во 1908 година, што е петнаесеттата откриена променлива во Кефеј.^[21] Анализата на спектрите во 1942 година открила дека RW Кефеј е многу сјајна хиперџинна ѕвезда, која изгледа посветла од Mu Кефеј^[22]. Подетални спектрални набљудувања во 1956 и 1972 година откриле уникатни спектрални карактеристики,^[23][24] издвојувајќи ја од другите познати хиперџинови.^[24] Оттогаш, ѕвездата е ретко проучувана во текот на децениите. Кон крајот на 2022 година, RW Кефеј било објавено дека поминува низ голем настан на затемнување,^[13][25][26] и последователно била забележана од низата за интерферометрија CHARA во декември.^[9]

Растојанието до RW Кефеј е проценето врз основа на нејзината спектроскопска сјајност и се претпоставува дека е член на асоцијацијата Кефеј OB1, ставајќи ја во Персеевиот крак на Млечниот Пат^[27]. Паралаксите на Gaia Data Release 2 и Gaia Early Data Release 3 водат до проценки на растојание од 3.416+1.366
829и 6.666+1.561
1.006 соодветно^[28][29]. Кефеј OB1 генерално се смета дека е на околу 3.400.^[30] Отворениот кластер Беркли 94, чиј член можеби е RW Кефеј, се смета дека е на растојание од 3.900 ± 110^[12]. Ѕвездата и јатото се дел од поголемиот регион за формирање на ѕвезди Sh 2-132.^[31]

Опсегот на величината на RW Кефеј бил даден како 8,2-8,8 користејќи фотографски плочи во првичниот извештај^[19], додека подоцнежните иследувања откриле дека фотографскиот опсег е од 8,6-10,7,^[5][33] забележувајќи дека максимумите и минимумите не можат да бидат изведени со секаква сигурност.^[34] Други автори проценуваат амплитуда од само околу 0,5 величини. Современите проценки го ставаат опсегот на варијабилност од 6,0 до 7,6 во V-појасот.^[3]

RW Кефеј е класифицирана како полуправилна променлива ѕвезда од типот SRd, што значи дека е бавно променлив жолт џин или суперџин. Општиот каталог на променливи ѕвезди наведува иследувања од 1952 година која дава период од приближно 346 дена, додека други иследувања сугерираат различни периоди и секако без силна периодичност.^[35]

Во декември 2022 година, двајца астрономи објавиле дека ѕвездата поминува низ „големо затемнување“, достигнувајќи послаба од вообичаената величина од 7,6.^[13][25][26] Се шпекулирало дека е предизвикано од кратки периоди на зголемено губење на масата што доведува до кондензација на прашина што делумно ја замаглува ѕвездената фотосфера.^[10] Ова подоцна било потврдено со набљудувања со низата CHARA, откривајќи темна дамка на западната страна на ѕвездата што се претпоставува дека е облак од прашина ослободен при неодамнешното исфрлање на површинската маса. Невообичаено светлиот максимум постигнат во 2019 година^{[10][9][13][25][26]} непосредно пред затемнувањето се сомнева дека е предизвикан од енергетско конвективно издигнување на топол гас, кој подоцна бил исфрлен и од ладење во прашлив облак што ја прикрива ѕвездата.^[9] Настанот се споредува со големото затемнување на Бетелгез што се случило кон крајот на 2019 година и настаните за затемнување забележани во историската светлосна крива на VY Големо Куче.^[10][9]

Спектри земени од аматерски астроном покажуваат појава на неколку нови спектарски линии за време на затемнувањето, особено H-α и линиите K I на 766,5 и 769,9 nm^[15]. Линијата H-α е поместена во сино за ~40 km/s во однос на ѕвездата, што сугерира дека изворот на емисијата се шири нанадвор.

Претходните набљудувања со фотографски плочи направени помеѓу 1948 и 1951 година откриле слично затемнување од светлинска величина 9,16 до 9,5, проследено со брзо повторно осветлување до величина 8,9.^[36]

RW Кефеј прикажува многу сложени линии во својот спектар, од кои многу се посилни и пошироки од вообичаеното.^[22][23][24] Првичното иследување во 1956 година, фокусирано на синиот спектрален регион, открило многу металични линии на насобирање со две компоненти одделени со централен максимум, што се припишува на емисијата надредена на линијата на насобирање проширена поради турбуленцијата. Било утврдено дека компонентите на кратко насобирање се значително посилни од компонентите на долгаото, предизвикани од гасовита обвивка што се движи нанадвор. Понатамошното иследување во 1972 година, фокусирано на поцрвени спектрални региони, открило невообичаено силни линии Na D премногу интензивни за да бидат предизвикани од меѓуѕвездената средина. Било откриено дека линијата Fe I е 30% посилна отколку кај обичните суперџинови од типот К, додека линиите Ti I и V I биле со иста јачина или послаби. Со овие необични спектрални карактеристики, ѕвездата не наоѓа пандан меѓу познатите хиперџинови, при што само Ро Касиопеја покажува далечински слични карактеристики.

Спектарот е класифициран уште во G8 и доцна како M2, но не е јасно дека имало вистински варијации. Во првиот МК спектрален атлас, таа била наведена како M0:Ia.^[37] RW Кефеј подоцна била наведена како стандардна ѕвезда за спектрален тип G8 Ia,^[38] потоа како стандард за K0 0-Ia.^[39] Врз основа на истите спектри, таа била прилагодена на стандардната ѕвезда за типот K2 0-Ia.^[40] Молекуларните појаси карактеристични за ѕвездите од М-класа се гледаат во инфрацрвените спектри, но не секогаш во оптичките спектри.^[41][42]

Температурата на RW Кефеј е непозната, со контрадикторни сили на возбудување во спектарот. Едноставно одговарање на температурата со корелација на боја дава температури околу 3.749 келвини, додека вклопувањето со целосен спектар дава температура од 5.018 K.^[11] Друго вклопување користејќи спектрални податоци од J-опсегот и ѕвездените модели MARCS дава температура од 3.770 ± 170 K^[43]. Ова вклопување, исто така, резултира со металичност од [Fe/H] = 0,17 ± 0,20, што покажува дека ѕвездата е малку богата со метал во однос на Сонцето. Едно поново иследување открива температура од 4.400 K во согласност со нејзиниот спектрален тип.^[10] Врз основа на јачината на линијата CO на 2,29 μm, се покажува дека RW Кефеј паднала во температурата од 4.200 K на 3.900 K за време на затемнувањето.^[9]

Светлината е изведена врз основа на членството во Кефеј OB1, со иследувања кои пронашле исклучително висока осветленост од 545,000 L_☉,^[27] или 468,000 L_☉.^[44] Една понова студија открива нешто помала осветленост од 300,000 L_☉ користејќи ја спектралната енергетска распространетост на моделот DUSTY.^[10]

Снимањето на RW Кефеј со низата CHARA открива дека ѕвездата има форма на кутија. Сликите добиени со помош на алгоритмот SURFING резултираат со затемнет аголен пречник од 2,45 мас, што одговара на линеарен полупречник од 900+–
1.760 R_☉ во зависност од усвоеното растојание.^[9]

Ѕвездата покажува докази за значителна количина на околуѕвезден материјал во нејзиниот спектар.^{[10][9][24][45]} Спектарот со ниска резолуција IRAS покажува знаци на оптички густа силикатна емисија на 10 и 18 μm,^[46] што е индикација за големи количини на загуба на маса.^[45] Емисијата на SiO со првиот тон била осомничена во 1982 година^[47], и подоцна била потврдена со користење на спектри со повисока резолуција кои покажуваат јасни знаци на емисија на 4,0, 4,04 и 4,08 μm. Директното сликање во средните инфрацрвени појаси го открива изворот што треба да се прошири, имајќи азимутално симетрична структура слична на IRC +10420.^[10][48] Полупречникот на оваа емисија се проценува дека е ~ 0,3-0,4 лачни секунди на 11,9 μm, што одговара на физичкиот полупречник од ~ 1.000-1.400 au на растојание од 3,4 kpc.^[10]

Денешната стапка на загуба на маса на RW Кефеј е одредена да биде ~ 7⋅10^-6 M_☉ /годишно со користење на моделот DUSTY.^[10] Една претходна студија проценувала 1,8⋅10^-5 M_☉ /годишно користејќи јачина на силикатни линии и усвојување растојание од 2,8 kpc.^[49] Анализата на околната средно-инфрацрвена емисија покажува дека RW Кефеј го завршил периодот на зголемена загуба на маса пред ~ 95-140 години, ^{[б 3]} што сугерира дека ја напуштила фазата на црвен суперџин и моментално еволуира кон пожешки температури. Се смета дека во моменталната фаза на губење на масата доминираат неколку масовни исфрлања, вклучувајќи го и забележаното „големо затемнување“.^[10][9]

• Бетелгез и VY Големо Куче, слични масивни ѕвезди кои претрпеле еден или повеќе настани за затемнување
• HR 5171, слична ѕвезда
• WOH G64
• UY Штит
• Вестерлунд 1 W26