RW Cephei
ஆர். டபிள்யூ செஃபீ என்பது செஃபியஸ் விண்மீன் குழுவில் உள்ள ஒரு கே-வகை ஹைபர்ஜியன்ட் மாறி நட்சத்திரமாகும், இது ஷார்ப்லெஸ் 132 எச் II பிராந்தியத்தின் விளிம்பில் உள்ளது மற்றும் சிறிய திறந்த கொத்து பெர்க்லி 94 க்கு அருகில் உள்ளது. இது சூரியனை விட கிட்டத்தட்ட 1,000 மடங்கு ஆரம் கொண்ட மிகப்பெரிய நட்சத்திரங்களில் ஒன்றாகும், இது வியாழனின் சுற்றுப்பாதையை விட கிட்டத்தட்ட பெரியது. சிவப்பு சூப்பர்ஜெயின்ட்ஸ் மற்றும் மஞ்சள் ஹைப்பர்ஜெயின்ட்ஸ் இடையேயான வெப்பநிலை இடைநிலை இது சிவப்பு ஹைப்பர்ஜைன்ட் அல்லது மஞ்சள் ஹைப்பர்ஜைன்ட் என பல்வேறு வகையில் கருதப்படுவதற்கு வழிவகுத்தது. ஆர். டபிள்யூ செஃபியின் முதல் ஆவணப்படுத்தப்பட்ட பார்வை 1746 ஆம் ஆண்டிலிருந்து ஜேம்ஸ் பிராட்லி தொகுத்த நட்சத்திர பட்டியலில் சேர்க்கப்பட்டது. குறைந்தபட்சம் 1840 களில் இருந்து இது ஒரு சிவப்பு நட்சத்திரமாக விவரிக்கப்பட்டுள்ளது, ஃப்ரெட்ரிக் வில்ஹெல்ம் ஆர்கெலாண்டர் தனது பட்டியலில் இதை "மிகவும் சிவப்பு" என்று குறிப்பிட்டார். ஆர். டபிள்யூ செஃபீ முறையே 1899 மற்றும் 1907 ஆம் ஆண்டுகளில் தாமஸ் வில்லியம் பேக்ஹவுஸ் மற்றும் ஹென்றிட்டா ஸ்வான் லீவிட் ஆகியோரால் மாறுபடும் என்று சுயாதீனமாக கண்டுபிடிக்கப்பட்டது, ஆனால் குறைந்தது 1868 முதல் ஏஞ்சலோ செச்சியால் மாறுபடும் என்று சந்தேகிக்கப்படுகிறது. இந்த நட்சத்திரம் 1908 ஆம் ஆண்டில் ஆர். டபிள்யூ என்று பெயரிடப்பட்டது, இது செஃபியஸில் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட பதினைந்தாவது மாறி ஆகும். 1942 ஆம் ஆண்டில் ஸ்பெக்ட்ராவின் பகுப்பாய்வு ஆர். டபிள்யூ செஃபீ மிகவும் ஒளிரும் ஹைபர்ஜியன்ட் நட்சத்திரம் என்பதை வெளிப்படுத்தியது, இது மு செஃபீயை விட அதிக ஒளிரும். 1956 மற்றும் 1972 ஆம் ஆண்டுகளில் மேலும் விரிவான நிறமாலை ஆய்வுகள் தனித்துவமான நிறமாலை அம்சங்களை வெளிப்படுத்தின, இது அறியப்பட்ட மற்ற ஹைபர்ஜியண்ட்களிலிருந்து வேறுபடுகிறது. அப்போதிருந்து, இந்த நட்சத்திரம் பல தசாப்தங்களாக அரிதாகவே ஆய்வு செய்யப்பட்டுள்ளது. 2022 ஆம் ஆண்டின் பிற்பகுதியில், ஆர். டபிள்யூ செஃபீ ஒரு பெரிய மங்கலான நிகழ்வுக்கு உட்படுத்தப்படுவதாக அறிவிக்கப்பட்டது, பின்னர் இது டிசம்பரில் சாராவால் அனுசரிக்கப்பட்டது. தூரம் ஆர். டபிள்யூ செஃபீக்கான தூரம் அதன் நிறமாலை ஒளிரும் தன்மையின் அடிப்படையில் மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது, மேலும் இது செஃபியஸ் ஓ. பி 1 சங்கத்தின் உறுப்பினராக கருதப்படுகிறது, இது பால்வீதியின் பெர்சியஸ் கைக்குள் வைக்கப்படுகிறது. கயா தரவு வெளியீடு 2 மற்றும் கயா ஆரம்ப தரவு வெளியீடு 3 இணையான அச்சுகள் முறையே மற்றும் தூர மதிப்பீடுகளுக்கு வழிவகுக்கின்றன. செஃபியஸ் OB1 பொதுவாக சுமார் என்று கருதப்படுகிறது. திறந்த கிளஸ்டர் பெர்க்லி 94, இதில் ஆர். டபிள்யூ செஃபீ உறுப்பினராக இருக்கலாம், இது தொலைவில் இருப்பதாக கருதப்படுகிறது. விண்மீன் மற்றும் கொத்து ஆகியவை பெரிய விண்மீன் உருவாக்கும் பகுதியான ஷ 2-132 இன் ஒரு பகுதியாகும். மாறுபாடு RW செஃபியின் அளவு வரம்பு ஆரம்ப அறிக்கையில் புகைப்படத் தகடுகளைப் பயன்படுத்தி 8.2-8.8 என வழங்கப்பட்டது, அதே நேரத்தில் பிற்கால ஆய்வுகள் புகைப்பட வரம்பு 8.6-10.7 இலிருந்து வருவதைக் கண்டறிந்தன, அதிகபட்சம் மற்றும் மினிமாவை எந்த உறுதியுடனும் பெற முடியாது என்பதைக் குறிப்பிடுகின்றன. மற்ற எழுத்தாளர்கள் சுமார் 0.5 அளவு மட்டுமே வீச்சை மதிப்பிடுகின்றனர். நவீன மதிப்பீடுகள் வி-பேண்டில் 6 முதல் 7 வரை மாறுபாட்டின் வரம்பைக் காட்டுகின்றன. ஆர். டபிள்யூ செஃபீ எஸ். ஆர். டி வகையின் அரை-வழக்கமான மாறி நட்சத்திரமாக வகைப்படுத்தப்பட்டுள்ளது, அதாவது இது மெதுவாக மாறுபடும் மஞ்சள் ராட்சத அல்லது சூப்பர்ஜெயண்ட் ஆகும். தி ஜெனரல் கேட்டலாக் ஆஃப் வேரியேபிள் ஸ்டார்ஸ் 1952 ஆம் ஆண்டு ஆய்வில் சுமார் 346 நாட்கள் காலத்தை மேற்கோள் காட்டுகிறது, அதே நேரத்தில் மற்ற ஆய்வுகள் வெவ்வேறு காலகட்டங்களை பரிந்துரைக்கின்றன, நிச்சயமாக வலுவான கால அளவு இல்லை. கிரேட் டிம்மிங் 2022 டிசம்பரில், இரண்டு வானியலாளர்கள் இந்த நட்சத்திரம் ஒரு "கிரேட் டிம்மிங்" வழியாக செல்வதாக தெரிவித்தனர், இது வழக்கமான அளவை விட 7.6 அளவை எட்டியது. இது விண்மீன் ஒளி மண்டலத்தை ஓரளவு மறைக்கும் தூசியின் ஒடுக்கத்திற்கு வழிவகுக்கும் குறுகிய கால மேம்பட்ட வெகுஜன இழப்பால் ஏற்படுகிறது என்று ஊகிக்கப்பட்டது. இது பின்னர் CHARA வரிசையுடன் கூடிய அவதானிப்புகளால் உறுதிப்படுத்தப்பட்டது, இது நட்சத்திரத்தின் மேற்குப் பகுதியில் ஒரு இருண்ட இணைப்பை வெளிப்படுத்தியது, இது சமீபத்திய மேற்பரப்பு வெகுஜன வெளியேற்றத்தில் வெளியிடப்பட்ட தூசி மேகம் என்று பரிந்துரைக்கப்பட்டது. இந்த நிகழ்வு 2019 ஆம் ஆண்டின் பிற்பகுதியில் நடந்த பீட்டல்கியூஸின் பெரிய மங்கலாகவும், வி. ஒய் கேனிஸ் மேஜரின் வரலாற்று ஒளி வளைவில் காணப்பட்ட மங்கலான நிகழ்வுகளுடனும் ஒப்பிடப்படுகிறது. ஒரு தன்னார்வ வானியலாளரால் எடுக்கப்பட்ட ஸ்பெக்ட்ரம் மங்கலின் போது பல புதிய உமிழ்வு கோடுகளின் தோற்றத்தைக் காட்டுகிறது, குறிப்பாக H-α மற்றும் K I கோடுகள் 766.5 மற்றும் 769.9 nm இல் உள்ளன. H-α கோடு நட்சத்திரத்துடன் ஒப்பிடுகையில் ~ 40 கிமீ/வி நீல நிறத்தில் மாற்றப்பட்டுள்ளது, இது உமிழ்வின் ஆதாரம் வெளிப்புறமாக விரிவடைந்து வருவதைக் குறிக்கிறது. 1948 மற்றும் 1951 க்கு இடையில் எடுக்கப்பட்ட புகைப்படத் தகடுகளைப் பயன்படுத்தி முந்தைய அவதானிப்புகள் இதேபோன்ற மங்கலான அளவை 9.16 முதல் 9.5 வரை வெளிப்படுத்துகின்றன, அதைத் தொடர்ந்து விரைவாக மீண்டும் பிரகாசிக்கும் அளவு 8.9 ஆக உள்ளது. ஸ்பெக்ட்ரம் ஆர். டபிள்யூ செஃபீ அதன் நிறமாலையில் பல சிக்கலான கோடுகளைக் காட்டுகிறது, அவற்றில் பல வழக்கத்தை விட வலுவானவை மற்றும் அகலமானவை. 1956 ஆம் ஆண்டில் நீல நிறமாலைப் பகுதியில் கவனம் செலுத்திய ஒரு ஆரம்ப ஆய்வில், மத்திய அதிகபட்சத்தால் பிரிக்கப்பட்ட இரண்டு கூறுகளைக் கொண்ட பல உலோக உறிஞ்சுதல் கோடுகள் கண்டறியப்பட்டன, இது கொந்தளிப்பின் காரணமாக விரிவடைந்த உறிஞ்சுதல் கோட்டில் உமிழ்வை மிகைப்படுத்தியது. வெளிப்புறமாக நகரும் வாயுவின் ஷெல்லால் ஏற்படும் குறுகிய உறிஞ்சுதல் கூறுகள் நீண்ட கூறுகளை விட கணிசமாக வலுவாக இருப்பது கண்டறியப்பட்டது. 1972 ஆம் ஆண்டில் சிவப்பு நிறமாலைப் பகுதிகளில் கவனம் செலுத்திய ஒரு பின்தொடர்தல் ஆய்வில், விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகத்தால் ஏற்படக்கூடிய அளவுக்கு வழக்கத்திற்கு மாறாக வலுவான NaD கோடுகள் மிகவும் தீவிரமாக இருப்பதைக் கண்டறிந்தது. டிஐஐ மற்றும் விஐ கோடுகள் ஒரே வலிமை அல்லது பலவீனமாக இருந்தபோது, ஃபே-ஐ வரிசை சாதாரண கே-வகை சூப்பர்ஜெயிண்ட்களை விட 30 சதவீதம் வலுவாக இருப்பது கண்டறியப்பட்டது. இந்த விசித்திரமான நிறமாலை அம்சங்களுடன், ரோ காசியோபியா மட்டுமே தொலைதூரத்தில் ஒத்த அம்சங்களைக் காட்டுவதன் மூலம், அறியப்பட்ட ஹைபர்ஜியண்டுகளில் நட்சத்திரம் எந்த எதிர்வினையையும் காணவில்லை. ஸ்பெக்ட்ரம் G8 முதல் M2 வரை வகைப்படுத்தப்பட்டுள்ளது, ஆனால் உண்மையான மாறுபாடு இருந்ததா என்பது தெளிவாகத் தெரியவில்லை. முதல் MK நிறமாலை அட்லஸில், இது M0: IA என பட்டியலிடப்பட்டது. RW செஃபீ பின்னர் நிறமாலை வகை G8 IA க்கான நிலையான நட்சத்திரமாக பட்டியலிடப்பட்டது, பின்னர் K0 0-IA க்கான தரநிலையாக இருந்தது. அதே நிறமாலையின் அடிப்படையில் இது K2 0-IA வகைக்கான நிலையான நட்சத்திரத்துடன் சரிசெய்யப்பட்டது. எம்-வகுப்பு நட்சத்திரங்களின் சிறப்பியல்பு மூலக்கூறு பட்டைகள் அகச்சிவப்பு நிறமாலையில் காணப்படுகின்றன, ஆனால் எப்போதும் ஒளியியல் நிறமாலையில் காணப்படவில்லை. இயற்பியல் பண்புகள் ஆர். டபிள்யூ செஃபியின் வெப்பநிலை நிச்சயமற்றது, ஸ்பெக்ட்ரத்தில் முரண்பட்ட கிளர்ச்சி பலம் உள்ளது. ஒரு எளிய வண்ண தொடர்பு வெப்பநிலை பொருத்தம் சுமார் 3,749 K வெப்பநிலையைக் கொடுக்கிறது, அதே நேரத்தில் ஒரு முழு நிறமாலை பொருத்தம் 5,018 K வெப்பநிலையைக் கொடுக்கிறது. ஜே-பேண்ட் நிறமாலை தரவு மற்றும் MARCS நட்சத்திர மாதிரிகளைப் பயன்படுத்தி மற்றொரு பொருத்தம் K வெப்பநிலையைக் கொடுக்கிறது. இந்த பொருத்தம் [Fe/H] = இன் உலோகத்தன்மையையும் விளைவிக்கிறது, இது நட்சத்திரம் சூரியனுடன் ஒப்பிடும்போது சற்று உலோகம் நிறைந்திருப்பதைக் குறிக்கிறது. ஒரு புதிய ஆய்வில் 4,400 K வெப்பநிலை அதன் நிறமாலை வகையுடன் ஒத்துப்போகிறது. 2. 29 மைக்ரோமீட்டரில் உள்ள சிஓ கோடு வலிமையின் அடிப்படையில், ஆர். டபிள்யூ செஃபீ மங்கலின் போது வெப்பநிலையில் 4,200 கே முதல் 3,900 கே வரை குறைந்தது என்று குறிக்கப்படுகிறது. செஃபியஸ் OB1 இன் உறுப்பினரின் அடிப்படையில் ஒளிரும் தன்மைகள் பெறப்பட்டுள்ளன, ஆய்வுகள் விதிவிலக்காக உயர் ஒளிரும் தன்மைகளைக் கண்டறிந்துள்ளன, அல்லது. ஒரு சமீபத்திய ஆய்வு ஒரு DUSTY மாதிரியின் பொருத்தத்தின் நிறமாலை ஆற்றல் விநியோகத்தைப் பயன்படுத்துவதில் ஓரளவு குறைந்த ஒளிரும் தன்மையைக் கண்டறிந்துள்ளது. CHARA வரிசையால் RW செஃபியின் இமேஜிங் நட்சத்திரம் பெட்டி போன்ற வடிவத்தில் இருப்பதை வெளிப்படுத்துகிறது. சர்ஃபிங் வழிமுறையைப் பயன்படுத்தி பெறப்பட்ட படங்கள் 2,25 மாஸ் என்ற மூட்டு-இருண்ட கோண விட்டத்தை விளைவிக்கின்றன, இது ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட தூரத்தைப் பொறுத்து ஒரு நேரியல் ஆரத்துடன் தொடர்புடையது. சுற்றியுள்ள நட்சத்திரம் அதன் நிறமாலையில் குறிப்பிடத்தக்க அளவு சூழ்நிலைப் பொருட்களுக்கான ஆதாரங்களைக் காட்டுகிறது. ஐஆர்ஏஎஸ் குறைந்த தெளிவுத்திறன் கொண்ட ஸ்பெக்ட்ரம் 10 மற்றும் 18 மைக்ரோ மீட்டரில் ஒளியியல் ரீதியாக தடிமனான சிலிக்கேட் உமிழ்வின் கையொப்பங்களைக் காட்டுகிறது, இது அதிக அளவு வெகுஜன இழப்புக்கான அறிகுறியாகும். முதல் ஓவர்டோன் சியோ பட்டைகளில் உமிழ்வு 1982 இல் சந்தேகிக்கப்பட்டது, பின்னர் உயர் தெளிவுத்திறன் ஸ்பெக்ட்ராவைப் பயன்படுத்தி உறுதிப்படுத்தப்பட்டது, இது 4.0,4 மற்றும் 4.08 மைக்ரோமீட்டரில் உமிழ்வின் தெளிவான அறிகுறிகளைக் காட்டுகிறது. நடுத்தர அகச்சிவப்பு பட்டைகளில் நேரடி இமேஜிங் ஐ. ஆர். சி + 10420 ஐப் போன்ற அசிமுத்தலி சமச்சீர் கட்டமைப்பைக் கொண்ட மூலத்தை நீட்டிக்கப்படுவதை வெளிப்படுத்துகிறது. இந்த உமிழ்வின் ஆரம் 11.9 மைக்ரோமீட்டரில் ~ 0.3-0.4 ஆர்க் விநாடிகளாக மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது, இது ~ 1,000-1,400 அவு என்ற இயற்பியல் ஆரம் 3.4 கே. பி. சி தூரத்தில் உள்ளது. வெகுஜன இழப்பு RW செஃபியின் தற்போதைய வெகுஜன இழப்பு விகிதம் ஒரு DUSTY மாதிரி பொருத்தத்தைப் பயன்படுத்தி ~/ஆண்டு என்று தீர்மானிக்கப்பட்டுள்ளது. முந்தைய ஆய்வு சிலிக்கேட் கோடு வலிமையைப் பயன்படுத்தி/ஆண்டு மதிப்பிடப்பட்டது மற்றும் 2.8 கே. பி. சி தூரத்தை ஏற்றுக்கொண்டது. சுற்றியுள்ள நடுத்தர அகச்சிவப்பு உமிழ்வின் பகுப்பாய்வு, ஆர். டபிள்யூ செஃபீ பல ஆண்டுகளுக்கு முன்பு மேம்பட்ட வெகுஜன இழப்பின் காலத்தை முடிவுக்குக் கொண்டுவந்தது என்பதைக் குறிக்கிறது, இது சிவப்பு சூப்பர்ஜெயண்ட் கட்டத்தை விட்டு வெளியேறி தற்போது வெப்பமான வெப்பநிலையை நோக்கி உருவாகி வருவதைக் குறிக்கிறது. தற்போதைய வெகுஜன இழப்பு கட்டம் பல வெகுஜன வெளியேற்றங்களால் ஆதிக்கம் செலுத்துவதாகத் தெரிகிறது, இதில் கவனிக்கப்பட்ட "பெரிய மங்கலாக்கம்" அடங்கும். குறிப்புகள் குறிப்புகள் கே-வகை ஹைபர்ஜியான்டுகள் செஃபீ, ஆர். டபிள்யூ செஃபியஸ் (விண்மீன் கூட்டம்) 212466 பி. டி + 55 2737 110504 செமிரெகுலர் மாறி நட்சத்திரங்கள் ஜி-வகை ஹைபர்ஜியான்டுகள் எம்-வகை ஹைபர்ஜியான்டுகள்