RW Cephei
आर. डब्ल्यू. सेफेई तारामंडल सेफियस में एक के-प्रकार का हाइपरजाइंट चर तारा है, जो शार्पलेस 132 एच II क्षेत्र के किनारे पर और छोटे खुले समूह बर्कले 94 के करीब है। यह सबसे बड़े तारों में से एक है जिसकी त्रिज्या सूर्य की त्रिज्या से लगभग 1,000 गुना अधिक है, जो बृहस्पति की कक्षा से लगभग बड़ी है। लाल सुपरजाइंट्स और पीले हाइपरजाइंट्स के बीच के तापमान मध्यवर्ती के कारण इसे विभिन्न रूप से लाल हाइपरजाइंट्स या पीले हाइपरजाइंट्स के रूप में माना जाता है। आर. डब्ल्यू. सेफेई का पहला प्रलेखित दृश्य 1746 का है जब इसे जेम्स ब्रैडली द्वारा संकलित एक स्टार कैटलॉग में शामिल किया गया था। इसे कम से कम 1840 के दशक से एक लाल तारे के रूप में वर्णित किया गया है, जब फ्रेडरिक विल्हेम आर्गलैंडर ने इसे अपने कैटलॉग में "बहुत लाल" के रूप में उल्लेख किया था। आर. डब्ल्यू. सेफेई को क्रमशः 1899 और 1907 में थॉमस विलियम बैकहाउस और हेनरीटा स्वान लेविट द्वारा स्वतंत्र रूप से परिवर्तनशील पाया गया था, लेकिन कम से कम 1868 से एंजेलो सेची द्वारा परिवर्तनशील होने का संदेह है। इस तारे को 1908 में आर. डब्ल्यू. नामित किया गया था, जो सेफियस में खोजा गया पंद्रहवां चर था। 1942 में स्पेक्ट्रा के विश्लेषण से पता चला कि आर. डब्ल्यू. सेफेई एक अत्यधिक चमकदार हाइपरजाइंट तारा है, जो म्यू सेफेई की तुलना में अधिक चमकदार दिखाई देता है। 1956 और 1972 में अधिक विस्तृत वर्णक्रमीय अध्ययनों ने अद्वितीय वर्णक्रमीय विशेषताओं का खुलासा किया, जिससे यह अन्य ज्ञात अतिमानवों से अलग हो गया। तब से, इस तारे का दशकों से कभी-कभी अध्ययन किया गया है। 2022 के अंत में, आर. डब्ल्यू. सेफेई को एक महान डिमिंग इवेंट से गुजरने की घोषणा की गई थी, और बाद में इसे दिसंबर में चार सरणी द्वारा देखा गया था। आर. डब्ल्यू. सेफेई की दूरी का अनुमान इसकी स्पेक्ट्रोस्कोपिक चमक के आधार पर लगाया गया है और इसे सेफियस ओ. बी. 1 संघ का सदस्य माना जाता है, जो इसे मिल्की वे के पर्सियस आर्म के भीतर रखता है। गैया डेटा रिलीज 2 और गैया अर्ली डेटा रिलीज 3 लंबन क्रमशः और दूरी के अनुमानों की ओर ले जाते हैं। सेफियस ओ. बी. 1 को आम तौर पर लगभग माना जाता है। खुला समूह बर्कले 94, जिसमें से आर. डब्ल्यू. सेफेई एक सदस्य हो सकता है, की दूरी पर माना जाता है। तारा और समूह बड़े तारा बनाने वाले क्षेत्र एसएच 2-132 का हिस्सा हैं। परिवर्तनशीलता आर. डब्ल्यू. सेफेई की परिमाण सीमा को प्रारंभिक रिपोर्ट में फोटोग्राफिक प्लेटों का उपयोग करके 8.2-8.8 के रूप में दिया गया था, जबकि बाद के अध्ययनों में फोटोग्राफिक सीमा 8.6-10.7 से पाई गई, यह देखते हुए कि अधिकतम और न्यूनतम को किसी भी निश्चितता के साथ प्राप्त नहीं किया जा सकता है। अन्य लेखक केवल लगभग 0.5 परिमाण के आयाम का अनुमान लगाते हैं। आधुनिक अनुमानों के अनुसार वी-बैंड में परिवर्तनशीलता की सीमा 6 से 7.6 तक है। आर. डब्ल्यू. सेफेई को एस. आर. डी. प्रकार के अर्ध-नियमित चर तारे के रूप में वर्गीकृत किया गया है, जिसका अर्थ है कि यह धीरे-धीरे बदलता हुआ पीला विशालकाय या सुपरजाइंट है। द जनरल कैटलॉग ऑफ वेरिएबल स्टार्स ने 1952 के एक अध्ययन का हवाला दिया है जिसमें लगभग 346 दिनों की अवधि दी गई है, जबकि अन्य अध्ययन अलग-अलग अवधि का सुझाव देते हैं और निश्चित रूप से कोई मजबूत आवधिकता नहीं है। दिसंबर 2022 में, दो खगोलविदों ने बताया कि तारा एक "महान अस्पष्टता" से गुजर रहा है, जो सामान्य परिमाण 7.6 की तुलना में कम हो गया है। यह अनुमान लगाया गया था कि यह बड़े पैमाने पर नुकसान की छोटी अवधि के कारण होता है जिससे धूल का संघनन होता है जो तारकीय प्रकाशमंडल को आंशिक रूप से अस्पष्ट कर देता है। बाद में CHARA सरणी के साथ टिप्पणियों द्वारा इसकी पुष्टि की गई, जिससे तारे के पश्चिमी हिस्से में एक काले धब्बे का पता चलता है जो हाल ही में सतह के द्रव्यमान निकास में छोड़े गए धूल के बादल होने का सुझाव देता है। इस घटना की तुलना 2019 के अंत में हुए बीटलग्यूज के महान डिममिंग और वीवाई कैनिस मेजरिस के ऐतिहासिक प्रकाश वक्र में देखी गई डिममिंग घटनाओं से की गई है। एक शौकिया खगोलशास्त्री द्वारा लिया गया स्पेक्ट्रा डिममिंग के दौरान कई नई उत्सर्जन रेखाओं की उपस्थिति दिखाता है, विशेष रूप से H-α और K I रेखाएँ 766.5 और 769.9 nm पर। H-α रेखा को तारे के सापेक्ष ~ 40 किमी/सेकंड से ब्लूशिफ्ट किया गया है, यह सुझाव देते हुए कि उत्सर्जन का स्रोत बाहर की ओर बढ़ रहा है। 1948 और 1951 के बीच ली गई फोटोग्राफिक प्लेटों का उपयोग करने वाली पिछली टिप्पणियों से पता चलता है कि परिमाण 9.16 से 9.5 तक एक समान धुंधलापन है, जिसके बाद तेजी से परिमाण 8.9 तक फिर से चमकता है। स्पेक्ट्रम आर. डब्ल्यू. सेफेई अपने स्पेक्ट्रम में कई जटिल रेखाओं को प्रदर्शित करता है, जिनमें से कई सामान्य से अधिक मजबूत और अधिक चौड़ी होती हैं। 1956 में नीले वर्णक्रमीय क्षेत्र पर ध्यान केंद्रित करने वाले एक प्रारंभिक अध्ययन में पाया गया कि दो घटकों के साथ कई धातु अवशोषण रेखाएं एक केंद्रीय अधिकतम द्वारा अलग की गई हैं, जो अशांति के कारण चौड़ी हुई अवशोषण रेखा पर उत्सर्जन के कारण होती हैं। अल्पकालिक अवशोषण घटक दीर्घवर्ती घटकों की तुलना में काफी मजबूत पाए गए, जो गैस के बाहर की ओर चलने वाले खोल के कारण होते हैं। 1972 में लाल वर्णक्रमीय क्षेत्रों पर ध्यान केंद्रित करने वाले एक अनुवर्ती अध्ययन में पाया गया कि असामान्य रूप से मजबूत NaD रेखाएं अंतरतारकीय माध्यम के कारण होने के लिए बहुत तीव्र हैं। सामान्य के-टाइप सुपरजाइंट्स की तुलना में फे I लाइन 30 प्रतिशत अधिक मजबूत पाई गई, जबकि टीआई I और वी I लाइनें समान ताकत या कमजोर थीं। इन विशिष्ट वर्णक्रमीय विशेषताओं के साथ, तारे को ज्ञात हाइपरजाइंट्स के बीच कोई समकक्ष नहीं मिलता है, जिसमें केवल रो कैसियोपिया दूरस्थ रूप से समान विशेषताओं को प्रदर्शित करता है। स्पेक्ट्रम को जी8 के रूप में और एम2 के रूप में देर से वर्गीकृत किया गया है, लेकिन यह स्पष्ट नहीं है कि वास्तविक भिन्नता हुई है। पहले एम. के. वर्णक्रमीय एटलस में, इसे एम0: आई. ए. सूचीबद्ध किया गया था। आर. डब्ल्यू. सेफेई को बाद में वर्णक्रमीय प्रकार जी8 आइए के लिए मानक तारे के रूप में सूचीबद्ध किया गया था, फिर के0 0-आइए के लिए मानक के रूप में। उसी स्पेक्ट्रा के आधार पर इसे प्रकार K2 0-IA के लिए मानक तारे में समायोजित किया गया था। एम-श्रेणी के तारों की विशेषता वाले आणविक बैंड अवरक्त स्पेक्ट्रा में देखे जाते हैं, लेकिन हमेशा ऑप्टिकल स्पेक्ट्रा में नहीं। भौतिक गुण आर. डब्ल्यू. सेफेई का तापमान अनिश्चित है, स्पेक्ट्रम में विरोधाभासी उत्तेजना शक्तियों के साथ। एक साधारण रंग सहसंबंध तापमान फिट 3,749 केल्विन के आसपास तापमान देता है, जबकि एक पूर्ण स्पेक्ट्रम फिट 5,018 केल्विन का तापमान देता है। जे-बैंड वर्णक्रमीय डेटा और एम. ए. आर. सी. एस. तारकीय मॉडल का उपयोग करके एक और फिट केल्विन का तापमान देता है। एक नए अध्ययन में 4,400 केल्विन का तापमान इसके वर्णक्रमीय प्रकार के अनुरूप पाया गया है। 2. 29 माइक्रोन पर सीओ लाइन की ताकत के आधार पर यह संकेत दिया जाता है कि आरडब्ल्यू सेफेई डिममिंग के दौरान तापमान में 4,200 केल्विन से 3,900 केल्विन तक गिर गया। सेफियस ओ. बी. 1 की सदस्यता के आधार पर रोशनी प्राप्त की गई है, अध्ययनों में या की असाधारण रूप से उच्च चमक पाई गई है। एक और हाल के अध्ययन में पाया गया है कि एक डस्टी मॉडल फिट के वर्णक्रमीय ऊर्जा वितरण का उपयोग करने की चमक कुछ कम है। चार सरणी द्वारा आर. डब्ल्यू. सेफेई की इमेजिंग से पता चलता है कि तारा आकार में बॉक्स जैसा है। सर्फिंग एल्गोरिदम का उपयोग करके प्राप्त छवियों के परिणामस्वरूप 2,25 मास का एक अंग-अंधेरा कोणीय व्यास होता है, जो अपनाई गई दूरी के आधार पर एक रैखिक त्रिज्या के अनुरूप होता है। तारा अपने वर्णक्रम में महत्वपूर्ण मात्रा में परिस्थितिजन्य सामग्री के प्रमाण दिखाता है। आई. आर. ए. एस. कम रिज़ॉल्यूशन स्पेक्ट्रम 10 और 18 माइक्रोन पर ऑप्टिकल रूप से मोटे सिलिकेट उत्सर्जन के संकेत दिखाता है, जो बड़े पैमाने पर नुकसान की उच्च मात्रा का संकेत है। 1982 में पहले-ओवरटोन सिओ बैंड में उत्सर्जन का संदेह था, और बाद में उच्च रिज़ॉल्यूशन स्पेक्ट्रा का उपयोग करके पुष्टि की गई जो 4.0,4.4 और 4.08 माइक्रोन पर उत्सर्जन के स्पष्ट संकेत दिखा रहा था। मध्य-अवरक्त बैंड में प्रत्यक्ष इमेजिंग से पता चलता है कि स्रोत को बढ़ाया जा सकता है, जिसमें आई. आर. सी. + 10420 के समान एक अजीमुथली सममित संरचना होती है। इस उत्सर्जन की त्रिज्या 11.9 माइक्रोन पर ~ 0.3-0.4 आर्कसेकंड होने का अनुमान लगाया गया है, जो 3.40 kpc की दूरी पर ~ 1,000-1,400 एयू की भौतिक त्रिज्या के अनुरूप है। आर. डब्ल्यू. सेफेई की वर्तमान सामूहिक हानि दर को डस्टी मॉडल फिट का उपयोग करके ~/वर्ष निर्धारित किया गया है। एक पिछले अध्ययन ने सिलिकेट रेखा की ताकत का उपयोग करके और 2.8 के. पी. सी. की दूरी को अपनाते हुए अनुमान लगाया था। आसपास के मध्य-अवरक्त उत्सर्जन के विश्लेषण से संकेत मिलता है कि आर. डब्ल्यू. सेफेई ने वर्षों पहले बढ़े हुए बड़े पैमाने पर नुकसान की अवधि को समाप्त कर दिया, यह सुझाव देते हुए कि इसने लाल सुपरजाइंट चरण को छोड़ दिया है और वर्तमान में गर्म तापमान की ओर विकसित हो रहा है। वर्तमान द्रव्यमान हानि चरण में कई द्रव्यमान निष्कासनों का प्रभुत्व प्रतीत होता है, जिसमें देखा गया "ग्रेट डिमिंग" भी शामिल है। नोट्स संदर्भ के-प्रकार हाइपरजाइंट्स सेफेई, आर. डब्ल्यू. सेफियस (नक्षत्र) 212466 बी. डी. + 55 2737 110504 सेमीरेगुलर चर तारे जी-प्रकार हाइपरजाइंट्स एम-प्रकार हाइपरजाइंट्स