RW Cephei
  | |
|
Observationsdata Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstellation | Cepheus |
| Rätt uppstigning | 22 h 23 m 07.01521 s |
| Deklination | +55° 57′ 47,6244″ |
| Skenbar magnitud (V) | +6,65 (6,0–7,6) |
| Egenskaper | |
| Evolutionsstadiet | Röd eller gul hyperjätte |
| Spektral typ | K2 0-Ia (G8 - M2Ia-0) |
| Skenbar magnitud (K) | 1,88 |
| U−B färgindex | 2,38 |
| B−V färgindex | 2.22 |
| Variabel typ | SRd |
| Astrometri | |
| Radiell hastighet (R v ) | −56,00 km/s |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: −3,606 mas / år Dec.: −2,881 mas / år |
| Parallax (π) | 0,1140 ± 0,0342 mas |
| Distans | cirka. 29 000 ly (ca 9 000 st ) |
| Absolut magnitud ( MV ) | −8,0 – −9,4 |
| Detaljer | |
| Massa | 13,9 ± 5,2 M ☉ |
| Radie | 1 158 R ☉ |
| Ljusstyrka | 295 000 L ☉ |
| Ytgravitation (log g ) | 0,2 cgs |
| Temperatur | 3 956 ± 129 (3 749 - 5 018) K |
| Ålder | 18,7 ± 10,2 Myr |
| Andra beteckningar | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | data |
RW Cephei är en hyperjätte variabel stjärna i stjärnbilden Cepheus , vid kanten av Sharpless 132 HII-regionen och nära den lilla öppna klungan Berkeley 94. En av de största kända stjärnorna , RW Cepheis radie är mer än 1 000 gånger solens radie ( R ☉ ), alltså större än Jupiters bana .
Temperaturen som ligger mellan de röda superjättarna och de gula hyperjättarna , och som i sig varierar avsevärt, har lett till att den på olika sätt betraktas som en röd hyperjätte eller gul hyperjätte.
Distans
Avståndet till RW Cephei har uppskattats på basis av dess spektroskopiska ljusstyrka och det antas vara medlem i Cepheus OB1 -föreningen. Gaia Data Release 2 och Gaia Early Data Release 3 parallaxerna leder till avståndsuppskattningar på 3 416
+1 366 -829 pc respektive 6 666
+1 561 -1 006 pc . Cepheus OB1 anses generellt ligga på cirka 3 400 st . Det öppna klustret Berkeley 94, som RW Cephei kan vara en medlem av, tros vara på ett avstånd av 3 900 ± 110 st . Stjärnan och klustret är en del av det större stjärnbildande området Sh 2-132 inom Vintergatans Orion-Cygnus-arm .
Variabilitet
RW Cephei upptäcktes först vara variabel av Henrietta Swan Leavitt 1907. Storleksintervallet gavs initialt till 8,2–8,8 med fotografiska plattor , medan senare studier fann att det fotografiska området var från 8,6–10,7, men de noterar att maxima och minima kan inte härledas med någon säkerhet. Andra författare uppskattar en amplitud på endast omkring 0,5 magnituder. Moderna uppskattningar sätter variationsintervallet från 6,0 till 7,6 i V-bandet. Stjärnan betecknades RW 1908, och var den femtonde upptäckta variabeln i Cepheus.
RW Cephei har klassificerats som en halvregelbunden variabel stjärna av typen SRd , vilket betyder att det är en långsamt varierande gul jätte eller superjätte. The General Catalogue of Variable Stars ger en period på cirka 346 dagar hämtad från en studie från 1952, men andra studier tyder på olika perioder och absolut ingen stark periodicitet.
Fantastiska dimningsevenemang
I december 2022 rapporterades stjärnan av två astronomer att gå igenom en stor nedtoning och nå en svagare magnitud än vanligt på 7,6. Det spekuleras att det möjligen liknar den stora nedtoningen av Betelgeuse som hände i slutet av 2019.
Tidigare observationer med fotografiska plattor tagna mellan 1948 och 1951 avslöjar en liknande nedtoning från magnitud 9,16 ner till 9,5, följt av en snabb återuppljusning till magnitud 8,9.
Spektrum
RW Cephei visar många komplexa linjer i sitt spektrum, varav många är starkare och bredare än vanligt. En första studie 1956 med fokus på det blå spektrala området fann många metallabsorptionslinjer med två komponenter åtskilda av ett centralt maximum, tillskrivet utsläpp överlagrat på en absorptionslinje som breddats på grund av turbulens. De korta absorptionskomponenterna visade sig vara betydligt starkare än de längsgående komponenterna, orsakade av ett utåtgående gasskal. En uppföljningsstudie 1972 med fokus på rödare spektralområden fann ovanligt starka natrium D-linjer för intensiva för att orsakas av det interstellära mediet . Järn I-linjen visade sig vara 30 % starkare än i normala superjättar av K-typ, medan titan I- och vanadin I- linjerna var av samma styrka eller svagare. Med dessa säregna spektraldrag finner stjärnan ingen motsvarighet bland de kända hyperjättarna, med endast Rho Cassiopeiae som uppvisar avlägset liknande egenskaper.
Circumstellärt material
Stjärnan visar bevis för en betydande mängd cirkumstellärt material i sitt spektrum. IRAS lågupplösta spektrum visar signaturer av optiskt tjock silikatamission vid 10 och 18 mikron , en indikation på stora mängder massförlust. Kiselmonoxidemission misstänktes 1982 och bekräftades senare med högre upplösningsspektra som visade tydliga tecken på emission vid 4,0, 4,04 och 4,08 mikron. Direkt avbildning i mellaninfraröda band avslöjar att källan är förlängd, med en azimutsymmetrisk struktur som liknar IRC +10420 .
Spektral typ
Spektrum har klassificerats så tidigt som G8 och så sent som M2, men det är inte klart att det har förekommit faktisk variation. I den första MK-spektralatlasen listades den M0:Ia. RW Cephei listades senare som standardstjärna för spektraltyp G8 Ia, sedan som standard för K0 0-Ia. Baserat på samma spektra justerades den till standardstjärnan för typ K2 0-Ia. Molekylära band som är karakteristiska för stjärnor av M-klass ses i infraröda spektra, men inte alltid i optiska spektra.
Fysikaliska egenskaper
Temperaturen på RW Cep är osäker, med motsägelsefulla excitationsstyrkor i spektrumet. En enkel färgkorrelationstemperaturanpassning ger temperaturer runt 3 749 K, medan en fullspektrumpassning ger en temperatur på 5 018 K. En annan passning som använder J-bands spektraldata och MARCS stjärnmodeller ger en temperatur på 3 770 ± 170 K.
Ljusstyrkor har härletts på grundval av ett medlemskap i Cepheus OB1, med studier som har hittat exceptionellt höga ljusstyrkor på 545 000 L ☉ , eller 468 000 L ☉ . En nyare studie finner en något lägre ljusstyrka på 295 000 L ☉ om man antar avståndet som anges i Gaia DR2.
En massförlusthastighet på 1,8 × 10 −5 M ☉ /år har uppskattats med ett avstånd på 2,8 kpc.
