RW Cephei
آر ڈبلیو سیفئی برج سیفیوس میں ایک کے قسم کا ہائپرجیئنٹ متغیر ستارہ ہے، جو شارپ لیس 132 ایچ II خطے کے کنارے پر ہے اور چھوٹے کھلے کلسٹر برکلے 94 کے قریب ہے۔ یہ سب سے بڑے ستاروں میں سے ایک ہے جس کا رداس سورج سے تقریبا 1,000 گنا زیادہ ہے، جو مشتری کے مدار سے تقریبا بڑا ہے۔ سرخ سپرجیئنٹس اور پیلے رنگ کے ہائپرجیئنٹس کے درمیان درجہ حرارت انٹرمیڈیٹ کی وجہ سے اسے مختلف طور پر سرخ ہائپرجیئنٹ یا پیلے رنگ کے ہائپرجیئنٹ کے طور پر سمجھا جاتا ہے۔ آر ڈبلیو سیفئی کا پہلا دستاویزی نظارہ 1746 کا ہے جب اسے جیمز بریڈلی کے مرتب کردہ اسٹار کیٹلاگ میں شامل کیا گیا تھا۔ اسے کم از کم 1840 کی دہائی سے سرخ ستارے کے طور پر بیان کیا گیا ہے، جب فریڈرک ولہیم ارجی لینڈر نے اسے اپنے کیٹلاگ میں "بہت سرخ" کے طور پر نوٹ کیا تھا۔ آر ڈبلیو سیفئی کو بالترتیب 1899 اور 1907 میں تھامس ولیم بیک ہاؤس اور ہنریٹا سوان لیوٹ نے آزادانہ طور پر متغیر پایا تھا، لیکن کم از کم 1868 سے اینجلو سیچی کے ذریعہ متغیر ہونے کا شبہ ہے۔ اس ستارے کو 1908 میں آر ڈبلیو نامزد کیا گیا تھا، جو سیفیوس میں دریافت ہونے والا پندرہواں متغیر ہے۔ 1942 میں سپیکٹرم کے تجزیے سے پتہ چلا کہ آر ڈبلیو سیفئی ایک انتہائی برائٹ ہائپرجیئنٹ ستارہ ہے، جو مو سیفئی سے زیادہ برائٹ نظر آتا ہے۔ 1956 اور 1972 میں مزید تفصیلی سپیکٹرم مطالعات نے منفرد سپیکٹرم خصوصیات کا انکشاف کیا، جس نے اسے دیگر معروف ہائپرجیئنٹس سے الگ کیا۔ اس کے بعد سے، کئی دہائیوں میں ستارے کا کبھی کبھار مطالعہ کیا گیا ہے۔ 2022 کے آخر میں، آر ڈبلیو سیفئی کو ایک زبردست ڈیمنگ ایونٹ سے گزرنے کا اعلان کیا گیا، اور اس کے بعد دسمبر میں چارا صف نے اس کا مشاہدہ کیا۔ فاصلہ آر ڈبلیو سیفئی کے فاصلے کا تخمینہ اس کی سپیکٹروسکوپک روشنی کی بنیاد پر لگایا گیا ہے اور یہ سمجھا جاتا ہے کہ یہ سیفیوس او بی 1 ایسوسی ایشن کا رکن ہے، جس نے اسے آکاشگنگا کے پرسیس آرم کے اندر رکھا ہے۔ گیا ڈیٹا ریلیز 2 اور گیا ارلی ڈیٹا ریلیز 3 پیرلاکسس بالترتیب اور فاصلے کے تخمینے کا باعث بنتے ہیں۔ سیفیوس او بی 1 کو عام طور پر تقریبا سمجھا جاتا ہے۔ خیال کیا جاتا ہے کہ اوپن کلسٹر برکلے 94، جس میں سے آر ڈبلیو سیفئی ایک رکن ہو سکتا ہے، کے فاصلے پر ہے۔ ستارے اور جھنڈ ستارے بنانے والے بڑے خطے Sh 2-132 کا حصہ ہیں۔ تغیر آر ڈبلیو سیفئی کی شدت کی حد ابتدائی رپورٹ میں فوٹو گرافی کی پلیٹوں کا استعمال کرتے ہوئے 8.2-8.8 کے طور پر دی گئی تھی، جبکہ بعد کے مطالعات میں فوٹو گرافی کی حد 8.6-10.7 سے پائی گئی، یہ نوٹ کرتے ہوئے کہ میکسیما اور منیما کو کسی یقین کے ساتھ اخذ نہیں کیا جا سکتا۔ دوسرے مصنفین صرف 0.0 شدت کے طول و عرض کا تخمینہ لگاتے ہیں۔ جدید تخمینے وی-بینڈ میں تغیر کی حد 6.0 سے 7.6 تک رکھتے ہیں۔ آر ڈبلیو سیفئی کو ایس آر ڈی قسم کے نیم باقاعدہ متغیر ستارے کے طور پر درجہ بند کیا گیا ہے، جس کا مطلب ہے کہ یہ آہستہ آہستہ بدلتا ہوا پیلا دیو یا سپرجیئنٹ ہے۔ متغیر ستاروں کے عمومی کیٹلاگ میں 1952 کے ایک مطالعے کا حوالہ دیا گیا ہے جس میں تقریبا 346 دن کی مدت دی گئی ہے، جبکہ دیگر مطالعات مختلف ادوار کا مشورہ دیتے ہیں اور یقینی طور پر کوئی مضبوط دورانیہ نہیں ہے۔ دسمبر 2022 میں، ستارے کے بارے میں دو ماہرین فلکیات نے اطلاع دی تھی کہ وہ "گریٹ ڈمنگ" سے گزر رہا ہے، جس کی شدت معمول کے 7.6 سے کم ہے۔ یہ قیاس کیا گیا تھا کہ یہ مختصر مدت میں بڑے پیمانے پر ہونے والے نقصان کی وجہ سے ہوا ہے جس کی وجہ سے دھول کا ارتکاز ہوتا ہے جو جزوی طور پر تارکیی فوٹو گرافی کو غیر واضح کرتا ہے۔ بعد میں CHARA صف کے ساتھ مشاہدات کے ذریعے اس کی تصدیق کی گئی، جس سے ستارے کے مغربی جانب ایک سیاہ پیچ کا انکشاف ہوا جس سے حالیہ سطح کے بڑے پیمانے پر اخراج میں خارج ہونے والے دھول کے بادل کا پتہ چلتا ہے۔ اس تقریب کا موازنہ 2019 کے آخر میں ہونے والی بیٹیلجیوس کی گریٹ ڈمنگ اور وی وائی کینس میجورس کے تاریخی لائٹ وکر میں نظر آنے والے ڈمنگ ایونٹس سے کیا گیا ہے۔ ایک شوقیہ ماہر فلکیات کے ذریعہ لیا گیا سپیکٹرا مدھم ہونے کے دوران کئی نئی اخراج لائنوں کی ظاہری شکل کو ظاہر کرتا ہے، خاص طور پر H-α اور K I لائنیں 766.5 اور 769.9 nm پر۔ H-α لائن کو ستارے کے مقابلے میں ~ 40 کلومیٹر فی سیکنڈ کی طرف بلیو شفٹ کیا گیا ہے، جس سے پتہ چلتا ہے کہ اخراج کا منبع باہر کی طرف پھیل رہا ہے۔ 1948 اور 1951 کے درمیان فوٹو گرافی کی پلیٹوں کا استعمال کرتے ہوئے کیے گئے پچھلے مشاہدات سے 9.16 کی شدت سے 9.5 تک اسی طرح کی دھندلاپن ظاہر ہوتی ہے، جس کے بعد تیزی سے دوبارہ چمک کر 8.9 کی شدت تک پہنچ جاتی ہے۔ سپیکٹرم آر ڈبلیو سیفئی اپنے سپیکٹرم میں بہت سی پیچیدہ لائنیں دکھاتا ہے، جن میں سے بہت سی مضبوط اور معمول سے زیادہ وسیع ہیں۔ 1956 میں نیلے سپیکٹرم کے علاقے پر توجہ مرکوز کرنے والے ایک ابتدائی مطالعے میں دھات کے جذب کی بہت سی لائنیں پائی گئیں جن میں دو اجزاء مرکزی زیادہ سے زیادہ سے الگ ہوتے ہیں، جو ہنگامہ آرائی کی وجہ سے وسیع ہونے والی جذب لائن پر خارج ہونے والے اخراج سے منسوب ہیں۔ مختصر جذب اجزاء طویل اجزاء کے مقابلے میں نمایاں طور پر مضبوط پائے گئے، جو گیس کے بیرونی حرکت پذیر خول کی وجہ سے ہوتے ہیں۔ 1972 میں ریڈ اسپیکٹرل علاقوں پر توجہ مرکوز کرنے والے ایک فالو اپ مطالعے میں غیر معمولی طور پر مضبوط NaD لائنیں پائی گئیں جو انٹرسٹیلر میڈیم کی وجہ سے بہت شدید تھیں۔ فی I لائن عام کے-ٹائپ سپر جینٹس کے مقابلے میں 30 فیصد زیادہ مضبوط پائی گئی، جبکہ ٹی آئی I اور V I لائنیں ایک جیسی طاقت یا کمزور تھیں۔ ان عجیب و غریب سپیکٹرم خصوصیات کے ساتھ، ستارے کو معروف ہائپرجیئنٹس میں کوئی ہم منصب نہیں ملتا ہے، جس میں صرف رو کیسیوپیا دور سے اسی طرح کی خصوصیات کو ظاہر کرتا ہے۔ سپیکٹرم کی درجہ بندی G8 کے اوائل میں اور M2 کے آخر میں کی گئی ہے، لیکن یہ واضح نہیں ہے کہ اصل تغیر ہوا ہے۔ پہلے ایم کے سپیکٹرم اٹلس میں، اسے ایم 0: آئی اے درج کیا گیا تھا۔ آر ڈبلیو سیفئی کو بعد میں سپیکٹرم قسم جی 8 آئی اے کے لیے معیاری ستارے کے طور پر درج کیا گیا، پھر کے 0-آئی اے کے لیے معیاری کے طور پر۔ اسی سپیکٹرم کی بنیاد پر اسے K2 0-IA قسم کے لیے معیاری ستارے میں ایڈجسٹ کیا گیا تھا۔ ایم کلاس ستاروں کی خصوصیت والے سالماتی بینڈ اورکت سپیکٹرم میں دیکھے جاتے ہیں، لیکن ہمیشہ نظری سپیکٹرم میں نہیں۔ جسمانی خصوصیات آر ڈبلیو سیفئی کا درجہ حرارت غیر یقینی ہے، جس میں سپیکٹرم میں متضاد جوش و خروش کی طاقت ہے۔ ایک سادہ رنگ ارتباط درجہ حرارت فٹ 3,749 K کے ارد گرد درجہ حرارت دیتا ہے، جبکہ ایک مکمل سپیکٹرم فٹ 5,018 K کا درجہ حرارت دیتا ہے۔ جے بینڈ سپیکٹرم ڈیٹا اور ایم اے آر سی ایس تارکیی ماڈلز کا استعمال کرتے ہوئے ایک اور فٹ K کا درجہ حرارت دیتا ہے۔ اس فٹ کے نتیجے میں [فی/ایچ] = کی دھات کاری بھی ہوتی ہے، جس سے یہ ظاہر ہوتا ہے کہ ستارہ سورج کے مقابلے میں قدرے دھات سے بھرپور ہے۔ ایک نئی تحقیق میں 4,400 K کا درجہ حرارت اس کی سپیکٹرم قسم کے مطابق پایا گیا ہے۔ 2. 29 مائیکرو میٹر پر سی او لائن کی طاقت کی بنیاد پر یہ اشارہ کیا گیا ہے کہ آر ڈبلیو سیفئی مدھم ہونے کے دوران درجہ حرارت 4,200 کے سے 3,900 کے تک گر گیا۔ روشنی کو سیفیوس OB1 کی رکنیت کی بنیاد پر اخذ کیا گیا ہے، مطالعات کے ساتھ، یا کی غیر معمولی اعلی روشنی کو تلاش کیا گیا ہے۔ ایک حالیہ مطالعہ میں DUSTY ماڈل فٹ کی سپیکٹرم توانائی کی تقسیم کو استعمال کرنے کی روشنی کچھ کم پائی جاتی ہے۔ چارا صف کے ذریعے آر ڈبلیو سیفئی کی امیجنگ سے پتہ چلتا ہے کہ ستارہ باکس کی شکل کا ہے۔ سرفنگ الگورتھم کا استعمال کرتے ہوئے حاصل کی گئی تصاویر کے نتیجے میں 2.45 ماس کا اعضاء-تاریک کونیی قطر ہوتا ہے، جو اپنائے گئے فاصلے کے لحاظ سے لکیری رداس سے مطابقت رکھتا ہے۔ آس پاس ستارہ اپنے سپیکٹرم میں حالات کے مواد کی ایک قابل ذکر مقدار کا ثبوت دکھاتا ہے۔ آئی آر اے ایس کم ریزولوشن سپیکٹرم 10 اور 18 مائیکرو میٹر پر نظری طور پر موٹے سلیکیٹ کے اخراج کے اشارے دکھاتا ہے، جو بڑے پیمانے پر نقصان کی زیادہ مقدار کا اشارہ ہے۔ پہلے اوورٹون سی او بینڈ میں اخراج کا شبہ 1982 میں کیا گیا تھا، اور بعد میں اعلی ریزولوشن سپیکٹر کا استعمال کرتے ہوئے اس کی تصدیق کی گئی جس میں 4.0,4.04 اور 4.08 مائیکرو میٹر پر اخراج کے واضح آثار دکھائے گئے۔ درمیانی انفراریڈ بینڈوں میں براہ راست امیجنگ سے پتہ چلتا ہے کہ ماخذ کو بڑھایا جانا چاہیے، جس میں آئی آر سی + 10420 کی طرح ایزموتھلی سمیٹرک ڈھانچہ ہے۔ اس اخراج کا رداس 11.9 مائیکرو میٹر پر ~ 0.3-0.4 آرک سیکنڈ ہونے کا تخمینہ لگایا گیا ہے، جو 3.4 کے پی سی کے فاصلے پر ~ 1,000-1، 400 اے یو کے فزیکل رداس کے مطابق ہے۔ بڑے پیمانے پر نقصان آر ڈبلیو سیفئی کی موجودہ بڑے پیمانے پر نقصان کی شرح کا تعین ڈسٹائی ماڈل فٹ کا استعمال کرتے ہوئے ~/سال کیا گیا ہے۔ پچھلے مطالعے میں سلیکیٹ لائن کی طاقت کا استعمال کرتے ہوئے اور 2.8 کے پی سی کا فاصلہ اپناتے ہوئے تخمینہ/سال لگایا گیا تھا۔ ارد گرد کے وسط اورکت اخراج کے تجزیے سے پتہ چلتا ہے کہ آر ڈبلیو سیفئی نے کئی سال پہلے بڑے پیمانے پر ہونے والے نقصان کا دور ختم کیا، جس سے پتہ چلتا ہے کہ اس نے سرخ سپرجیئنٹ مرحلے کو چھوڑ دیا ہے اور فی الحال گرم درجہ حرارت کی طرف بڑھ رہا ہے۔ موجودہ بڑے پیمانے پر نقصان کے مرحلے پر کئی بڑے پیمانے پر اخراج کا غلبہ ظاہر ہوتا ہے، جس میں مشاہدہ شدہ "گریٹ ڈمنگ" بھی شامل ہے۔ حوالہ جات K-قسم کے ہائپرجیئنٹس سیفئی، RW سیفیوس (نکشتر) 212466 BD + 55 2737 110504 سیمی ریگولر متغیر ستارے G-قسم کے ہائپرجیئنٹس M-قسم کے ہائپرجیئنٹس