RW Cephei

ภาพถ่ายจากดาวเทียม CHARA/MIRC-X ของดาว RW Cephei ในแถบความถี่ H ระหว่างช่วง "การลดความสว่างครั้งใหญ่" เผยให้เห็นรูปร่างคล้ายกล่องและจุดมืดทางด้านตะวันตกของดาว
ข้อมูลการสังเกตการณ์ยุคJ2000.0 วิษุวัตJ2000.0
กลุ่มดาว	เซเฟอุส
สิทธิในการขึ้นสู่สวรรค์	22 ชม. 23 น. 07.01521 วินาที[ 1 ]
การลดลง	+55 °  57 ′  47.6244 ″ [ 1 ]
ขนาดปรากฏ  (V)	6.0–7.6 [ 2 ]
ลักษณะเฉพาะ
ขั้นตอนวิวัฒนาการ	ไฮเปอร์ไจแอนท์ สีแดงส้ม หรือเหลือง
ประเภทสเปกตรัม	K2 0-Ia [ 3 ] (G8 - M2Ia-0 [ 2 ] )
ความสว่างปรากฏ  (K)	1.88 [ 4 ]
ดัชนีสี U−B	2.38 [ 4 ]
ดัชนีสี B−V	2.22 [ 4 ]
ประเภทตัวแปร	SRd [ 5 ]
ดาราศาสตร์เชิงตำแหน่ง
ความเร็วเชิงรัศมี (R )	−56.00 [ 6 ]กม./วินาที
การเคลื่อนที่ที่แท้จริง (μ)	RA:  −3.606 [ 1 ] mas / ปีธ.ค.: −2.881 [ 1 ] mas / ปี
พารัลแลกซ์ (π)	0.1140 ± 0.0342 มิลลิวินาที[ 1 ]
ระยะทาง	12,790+550 −510 ly (3,921+168 −157 pc ) [ 7 ]
ขนาดสัมบูรณ์  (M )	−8.0 [ 8 ] – −9.4 [ 9 ]
รายละเอียด
มวล	25 – 40 (มวลเริ่มต้น) [ 10 ] M
รัศมี	1,100 ± 44 [ 10 ] R
ความสว่าง	300,000 [ 11 ] – 540,000 [ 10 ] L
แรงโน้มถ่วงพื้นผิว (log g )	0.2 [ 12 ] cgs
อุณหภูมิ	4,200 [ 13 ] –4,400, [ 11 ] 3,900 [ 13 ] (ระหว่างการหรี่แสง) K
ความเป็นโลหะ [Fe/H]	+0.17 ± 0.20 [ 14 ]เดกซ์
ชื่อเรียกอื่นๆ
RW  Cep , AAVSO 2219+55A , BD +55°2737 , HD 212466 , HIP 110504 , SAO 34387
การอ้างอิงฐานข้อมูล
ซิมบาด	ข้อมูล

RW Cepheiเป็นดาวยักษ์ประเภท K และเป็นดาวแปรแสงกึ่งปกติในกลุ่มดาวเซเฟอุสบริเวณขอบของ พื้นที่ Sharpless 132 H IIและใกล้กับกระจุกดาวเปิด ขนาดเล็ก Berkeley 94 มันเป็นหนึ่งในดาวฤกษ์ที่ใหญ่ที่สุดเท่าที่รู้จักโดยมีรัศมี 1,100 เท่าของดวงอาทิตย์ ( R☉ ) เกือบเท่าวงโคจรของพฤหัสบดี

ในปี 2022 ดาวฤกษ์ดวงนี้ประสบกับปรากฏการณ์ "แสงสว่างลดลงอย่างมาก" คล้ายกับที่เกิดขึ้นกับดาวเบเทลจูส

อุณหภูมิที่อยู่ระหว่างดาวยักษ์แดงและดาวยักษ์เหลืองทำให้ดาวนี้ถูกจัดเป็นดาวยักษ์แดง^{[ 15 ] [ 16 ]}หรือดาวยักษ์เหลือง^{[ 17 ] [ 18 ]}

การพบเห็น RW Cephei ครั้งแรกที่มีการบันทึกไว้เกิดขึ้นในปี 1746 เมื่อมันถูกรวมอยู่ในแคตตาล็อกดาวที่รวบรวมโดยJames Bradley [ ^{19 ] มัน}ถูกอธิบายว่าเป็นดาวสีแดงมาตั้งแต่ปี 1840 เป็นอย่างน้อย^{[ a ]} ​​เมื่อFriedrich Wilhelm Argelanderบันทึกไว้ว่ามันเป็น "สีแดงมาก" ในแคตตาล็อกของเขา^{[ 20 ]} RW Cephei ถูกค้นพบว่าเป็นดาวแปรแสงโดยอิสระโดย Thomas William Backhouse และHenrietta Swan Leavittในปี 1899 และ 1907 ตามลำดับ^{[ 21 ] [ 22 ]} แต่ Angelo Secchiสงสัยว่ามันเป็นดาวแปรแสงมาตั้งแต่ปี 1868 เป็นอย่างน้อย^{[ 23 ]}ดาวดวงนี้ถูกกำหนดให้เป็น RW ในปี 1908 ซึ่งเป็นดาวแปรแสงดวงที่ 15 ที่ถูกค้นพบในกลุ่มดาว Cepheus ^{[ 24 ]}การวิเคราะห์สเปกตรัมในปี 1942 เผยให้เห็นว่า RW Cephei เป็นดาวไฮเปอร์ไจแอนท์ที่มีความสว่างสูงมาก ปรากฏว่าสว่างกว่าMu Cephei ^{[ 25 ]}การศึกษาสเปกตรัมที่ละเอียดมากขึ้นในปี พ.ศ. 2499 และ พ.ศ. 2515 เผยให้เห็นลักษณะสเปกตรัมที่เป็นเอกลักษณ์^{[ 26 ] [ 27 ]}ซึ่งแยกออกจากดาวยักษ์ดวงอื่นที่รู้จัก^{[ 27 ]}นับตั้งแต่นั้นมา ดาวดวงนี้ได้รับการศึกษาไม่บ่อยนักในช่วงหลายทศวรรษ ในช่วงปลายปี พ.ศ. 2565 มีการประกาศว่า RW Cephei กำลังประสบกับเหตุการณ์หรี่แสงครั้งใหญ่^{[ 16 ] [ 28 ] [ 29 ]}และต่อมาได้รับการสังเกตการณ์โดยอาร์เรย์อินเตอร์เฟอโรเมตรี CHARAในเดือนธันวาคม^{[ 13 ]}

ระยะทางไปยัง RW Cephei ได้รับการประมาณโดยอาศัยความสว่างของสเปกโตรสโกปิก และสันนิษฐานว่าเป็นสมาชิกของ กลุ่มดาว Cepheus OB1ซึ่งอยู่ในแขนเพอร์เซอุสของทางช้างเผือก[ ^{30 ] พา} รัลแลกซ์ ของGaia Data Release 2และGaia Early Data Release 3นำไปสู่การประมาณระยะทางของ3,416+1,366 −829 pc ^{[ 31 ]}และ6,666+1,561 −1,006 pc ^{[ 32 ]}ตามลำดับ โดยทั่วไปถือว่า Cepheus OB1 อยู่ที่ประมาณ3,400  pc [ ^{33 ]} กระจุกดาวเปิด Berkeley 94 ซึ่ง RW Cephei อาจเป็นสมาชิกนั้น เชื่อกันว่าอยู่ห่างออกไปเป็นระยะ^ทาง3,900 ± 110  pc ^{[ 15} ] ดาวและกระจุกดาวเป็นส่วน ^{หนึ่ง} ของบริเวณก่อกำเนิดดาวขนาดใหญ่ Sh 2-132 ^{[ 34 ]}

ช่วงขนาดของ RW Cephei ระบุไว้ที่ 8.2–8.8 โดยใช้แผ่นภาพถ่ายในรายงานเบื้องต้น^{[ 22 ]}ในขณะที่การศึกษาในภายหลังพบว่าช่วงภาพถ่ายอยู่ที่ 8.6–10.7 ^{[ 36 ] [ 5 ]}โดยสังเกตว่าไม่สามารถหาค่าสูงสุดและต่ำสุดได้อย่างแน่นอน^{[ 36 ]}ผู้เขียนคนอื่นๆ ประเมินแอมพลิจูดไว้เพียงประมาณ 0.5 แมกนิจูด^{[ 37 ]}การประมาณค่าสมัยใหม่ระบุช่วงความแปรปรวนไว้ที่ 6.0 ถึง 7.6 ในย่าน V ^{[ 2 ]}

RW Cephei ได้รับการจัดประเภทเป็นดาวแปรแสงกึ่ง ปกติ ประเภทSRdซึ่งหมายความว่าเป็นดาวยักษ์หรือดาวมหายักษ์สีเหลืองที่แปรแสงช้าๆแคตตาล็อกทั่วไปของดาวแปรแสงอ้างอิงการศึกษาในปี 1952 ที่ให้คาบประมาณ 346 วัน^{[ 36 ] [ 5 ]}ในขณะที่การศึกษาอื่นๆ แนะนำคาบที่แตกต่างกัน และแน่นอนว่าไม่มีคาบที่ชัดเจน^{[ 38 ]}

การหรี่แสงที่ยอดเยี่ยม

ในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2565 นักดาราศาสตร์สองคนรายงานว่าดาวฤกษ์ดวงนี้กำลังประสบกับ "การหรี่แสงครั้งใหญ่" โดยมีความสว่างน้อยกว่าปกติที่ระดับ 7.6 ^{[ 16 ] [ 28 ] [ 29 ]}มีการคาดการณ์ว่าสาเหตุเกิดจากการสูญเสียมวล ที่เพิ่มขึ้นในช่วงเวลาสั้นๆ ซึ่งนำไปสู่การควบแน่นของฝุ่นที่บดบังชั้นบรรยากาศ ของดาวฤกษ์บางส่วน ^{[ 11 ]}ต่อมาได้รับการยืนยันโดยการสังเกตการณ์ด้วยอาร์เรย์ CHARA ซึ่งเผยให้เห็นจุดมืดทางด้านตะวันตกของดาวฤกษ์ ซึ่งคาดว่าเป็นเมฆฝุ่นที่ถูกปล่อยออกมาจากการพุ่งของมวลบนพื้นผิวเมื่อไม่นานมานี้^{[ 13 ]}ความสว่างสูงสุดที่ผิดปกติที่เกิดขึ้นในปี พ.ศ. 2562 ก่อนที่ดาวฤกษ์จะหรี่แสงลงนั้น คาดว่าเกิดจากการพุ่งขึ้นของก๊าซร้อนที่มีพลังงานสูง ซึ่งต่อมาถูกขับออกมาและเย็นตัวลงกลายเป็นเมฆฝุ่นที่บดบังดาวฤกษ์^{[ 13 ]}เหตุการณ์นี้ถูกเปรียบเทียบกับการหรี่แสงครั้งใหญ่ของดาวเบเทลจูสที่เกิดขึ้นในช่วงปลายปี 2019 ^{[ 11 ] [ 13 ] [ 16 ] [ 28 ] [ 29 ]}และเหตุการณ์หรี่แสงที่เห็นในเส้นโค้งแสงทางประวัติศาสตร์ของดาว VY Canis Majoris ^{[ 11 ] [ 13 ]}

สเปกตรัมที่ถ่ายโดยนักดาราศาสตร์สมัครเล่นแสดงให้เห็นการปรากฏของเส้นการปล่อยแสงใหม่หลายเส้นในระหว่างการหรี่แสง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง เส้น H-αและ เส้น K I ที่ 766.5 และ 769.9 นาโนเมตร^{[ 18 ]}เส้น H-α มีการเลื่อนไปทางสีน้ำเงินประมาณ 40 กม./วินาที เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ ซึ่งบ่งชี้ว่าแหล่งกำเนิดการปล่อยแสงกำลังขยายตัวออกไป^{[ 18 ]}

การสังเกตการณ์ก่อนหน้านี้โดยใช้แผ่นฟิล์มถ่ายภาพที่ถ่ายระหว่างปี 1948 ถึง 1951 เผยให้เห็นการลดความสว่างที่คล้ายกันจากระดับ 9.16 ลงเหลือ 9.5 ตามด้วยการสว่างขึ้นอย่างรวดเร็วเป็นระดับ 8.9 ^{[ 39 ]}

ดาว RW Cephei แสดงเส้นสเปกตรัมที่ซับซ้อนหลายเส้น ซึ่งหลายเส้นมีความเข้มและกว้างกว่าปกติ^{[ 25 ] [ 26 ] [ 27 ]}การศึกษาเบื้องต้นในปี 1956 ที่เน้นบริเวณสเปกตรัมสีน้ำเงิน พบเส้นดูดกลืนโลหะหลายเส้นที่มีสององค์ประกอบแยกจากกันด้วยจุดสูงสุดตรงกลาง ซึ่งเกิดจากการปล่อยแสงที่ซ้อนทับบนเส้นดูดกลืนที่กว้างขึ้นเนื่องจากความปั่นป่วน^{[ 26 ]}พบว่าองค์ประกอบการดูดกลืนที่สั้นกว่ามีความเข้มมากกว่าองค์ประกอบที่ยาวกว่าอย่างมีนัยสำคัญ ซึ่งเกิดจากเปลือกก๊าซที่เคลื่อนที่ออกไปด้านนอก^{[ 26 ]}การศึกษาติดตามผลในปี 1972 ที่เน้นบริเวณสเปกตรัมสีแดงกว่า พบ เส้น Na D ที่มี ความเข้มสูงผิดปกติเกินกว่าจะเกิดจากตัวกลางระหว่างดาว [ ^{27 ] พบ ว่า}เส้นFe I มีความเข้มมากกว่าดาวยักษ์ประเภท K ปกติถึง 30% ในขณะที่ เส้น Ti I และV I มีความเข้มเท่ากันหรืออ่อนกว่า^{[ 27 ]}ด้วยคุณสมบัติสเปกตรัมที่แปลกประหลาดเหล่านี้ ดาวดวงนี้จึงไม่พบคู่เทียบในกลุ่มดาวยักษ์ที่รู้จัก โดยมีเพียงRho Cassiopeiae เท่านั้น ที่แสดงคุณสมบัติที่คล้ายคลึงกันเพียงเล็กน้อย^{[ 27 ]}

สเปกตรัมได้รับการจำแนกประเภทตั้งแต่ G8 จนถึง M2 แต่ยังไม่ชัดเจนว่ามีการเปลี่ยนแปลงที่แท้จริงหรือไม่ ในแอตลาสสเปกตรัม MK ฉบับแรก มันถูกระบุว่าเป็น M0:Ia ^{[ 40 ]}ต่อมา RW Cephei ถูกระบุว่าเป็นดาวมาตรฐานสำหรับประเภทสเปกตรัม G8 Ia ^{[ 41 ]}จากนั้นเป็นมาตรฐานสำหรับ K0 0-Ia ^{[ 42 ]}โดยอิงจากสเปกตรัมเดียวกัน มันถูกปรับให้เป็นดาวมาตรฐานสำหรับประเภท K2 0-Ia ^{[ 43 ]}แถบโมเลกุลที่เป็นลักษณะเฉพาะของดาวประเภท M สามารถมองเห็นได้ในสเปกตรัมอินฟราเรด แต่ไม่เสมอไปในสเปกตรัมแสง^{[ 44 ] [ 45 ]}

อุณหภูมิของ RW Cephei ไม่แน่นอน เนื่องจากมีความแรงของการกระตุ้นที่ขัดแย้งกันในสเปกตรัม การปรับอุณหภูมิโดยใช้ความสัมพันธ์สีอย่างง่ายให้ค่าอุณหภูมิประมาณ 3,749 K ในขณะที่การปรับสเปกตรัมแบบเต็มให้ค่าอุณหภูมิ 5,018 K ^{[ 12 ]}การปรับอีกครั้งโดยใช้ ข้อมูลสเปกตรัม J-bandและแบบจำลองดาว MARCS ให้ค่าอุณหภูมิ3,770 ± 170 K. ^{[ 14 ]}การปรับนี้ยังส่งผลให้ค่าความเป็นโลหะของ [Fe/H] =+0.17±0.20, indicating the star is slightly metal-rich relative to the Sun.^[14] A newer study finds a temperature of 4,400 K consistent with its spectral type.^[11] Based on the CO line strength at 2.29 μm it is indicated that RW Cephei dropped in temperature from 4,200 K to 3,900 K during the dimming.^[13]

Luminosities have been derived on the basis of a membership to Cepheus OB1, with studies finding exceptionally high luminosities of 545,000 L,^[30] or 468,000 L.^[46] A more recent study finds a somewhat lower luminosity of 300,000 L using the spectral energy distribution of a DUSTY model fit.^[11]

Images obtained using the SURFING algorithm result in a limb-darkened angular diameter of 2.45 mas, corresponding to a linear radius of 900–1,760 R depending on the adopted distance.^[13] In 2024, the star's size was shown to have increased by 8% since its 2022 dimming. The angular diameter, combined with an average distance of 3,935 pc (12,830 ly) to Berkeley 94, gives a radius of 1,100 R.^[10]

ดาวฤกษ์แสดงหลักฐานของวัสดุรอบดาวฤกษ์ จำนวนมาก ในสเปกตรัม^{[ 27 ] [ 47 ] [ 11 ] [ 13 ]}สเปกตรัมความละเอียดต่ำของ IRASแสดง สัญญาณของการปล่อย ซิลิเกตที่มีความหนาแน่นเชิงแสง ที่ 10 และ 18 μm ^{[ 48 ]}ซึ่งบ่งชี้ถึงการสูญเสียมวลจำนวนมาก^{[ 47 ]} การปล่อยในแถบ SiOโอเวอร์โทนแรกถูกสงสัยในปี 1982 ^{[ 49 ]}และได้รับการยืนยันในภายหลังโดยใช้สเปกตรัมความละเอียดสูงกว่าซึ่งแสดงสัญญาณการปล่อยที่ชัดเจนที่ 4.0, 4.04 และ 4.08 μm ^{[ 47 ]}การถ่ายภาพโดยตรงในแถบอินฟราเรดกลางเผยให้เห็นว่าแหล่งกำเนิดนั้นขยายออกไป โดยมีโครงสร้างสมมาตรตามแนวราบคล้ายกับIRC +10420 ^{[ 50 ] [ 11 ]}รัศมีของการปล่อยรังสีนี้ได้รับการประมาณไว้ที่ ~0.3–0.4 อาร์คเซคอนด์ที่ 11.9 μm ซึ่งสอดคล้องกับรัศมีทางกายภาพที่ ~1,000–1,400 auที่ระยะทาง 3.4 kpc ^{[ 11 ]}

• HR 5171ดาวฤกษ์ที่คล้ายกัน
• V915 Scorpiiดาวฤกษ์ที่คล้ายกันอีกดวงใกล้กับWR 85
• Stephenson 2 DFK 49ดาวดวงที่คล้ายกันอีกดวงหนึ่ง