RW セフェイ

RW セフェイ

CHARA/MIRC-X による H バンドのケフェウス座 RW 星の「大減光」時の画像。星の西側に箱のような形と暗い斑点が見える。
観測データ エポック J2000.0      春分 J2000.0
星座	ケフェウス
赤経	22時間23分07.01521秒[1]
偏角	+55° 57′ 47.6244″ [1]
見かけの等級 （V）	+6.65 [2] (6.0–7.6 [3] )
特徴
進化段階	赤色、オレンジ色、黄色の極超巨星
スペクトル型	K2 0-Ia [4] (G8 - M2Ia-0 [3] )
見かけの等級 （K）	1.88 [2]
U−B色指数	2.38 [2]
B−V色指数	2.22 [2]
変数型	SRd [5]
天体測量
視線速度(R v )	−56.00 [6]  km/s
固有運動（μ）	RA:  −3.606 [1] マス/年 12 月:  −2.881 [1] マス/年
視差（π）	0.1140 ± 0.0342 マス[1]
距離	3,400+220 −200 パソコン[7] [8]
絶対等級 (M V )	−8.0 [9]  – −9.4 [10]
詳細
質量	25 – 40（初期質量）[11]  M ☉
半径	1,100 ± 44 [11]  R ☉
明るさ	300,000 [8]  – 540,000 [11]  L ☉
表面重力（log  g）	0.2 [12]  cgs
温度	4,200 [13] –4,400、[8] 3,900 [13]（調光時）  K
金属度[Fe/H]	+0.17 ± 0.20 [14] デックス
その他の指定
HD  212466、HIP  110504、SAO  34387、BD +55°2737、AAVSO  2219+55A
データベース参照
シンバド	データ

RW ケフェウスは、ケフェウス座のK 型 極超巨星で半不規則変光星であり、シャープレス 132 H II 領域の端にあり、小さな散開星団バークレー 94 に近い。半径は太陽 ( R _☉ ) の 1,100 倍で、木星の軌道とほぼ同じ大きさで、知られている恒星の中では最大級の恒星である。

2022年、この星はベテルギウスと同様の「大減光」現象を経験した。

赤色超巨星と黄色極超巨星の中間の温度であることから、赤色極超巨星^{[15] [16]や黄色極超巨星[17] [18]}などと様々に考えられてきました。

RW ケフェウス座の最初の目撃記録は、1746年にジェームズ・ブラッドリーが編纂した星表に掲載されたときに遡る。^[19]少なくとも1840年代から赤い星として記述されており、^[a]フリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーが自身の星表で「非常に赤い」と記している。^[20] RW ケフェウス座は、1899年にトーマス・ウィリアム・バックハウス、1907年にヘンリエッタ・スワン・リーヴィットによってそれぞれ独立に変光星として発見されたが、 ^{[21] [22]}少なくとも1868年からアンジェロ・セッキによって変光星であると疑われていた。^[23]この星は1908年に RW と命名され、ケフェウス座で発見された15番目の変光星となった。^{[24] 1942年のスペクトル分析により、RW ケフェウス座は非常に明るい極超巨星であり、}ケフェウス座ミュー星よりも明るく見えることが明らかになった。^[25] 1956年と1972年に行われたより詳細なスペクトル研究では、ユニークなスペクトル特性が明らかになり、^{[26] [27]}他の既知の超巨星とは一線を画すものとなった。^[27]それ以来、この星は数十年にわたって頻繁に研究されていなかった。2022年後半、RW Cepheiは大規模な減光現象を起こしていると発表され、^{[16] [28] [29]}その後、 12月にCHARA干渉計アレイによって観測された。^[13]

RW Cepheiまでの距離は分光光度に基づいて推定されており、Cepheus OB1アソシエーションのメンバーであると想定されており、天の川銀河のペルセウス腕内に位置する。^[30] Gaia Data Release 2とGaia Early Data Release 3の視差から、距離の推定値は3,416+1,366
−829 pc ^[31]と6,666+1,561
−1,006 それぞれpc ^[32]である。ケフェウスOB1は、一般的に約3,400 pc . ^[7] RW Cephei が属する散開星団 Berkeley 94 は、3,900 ± 110 pc . ^[15] この恒星と星団は、より大きな星形成領域Sh 2-132の一部です。^[33]

RW Cepheiの等級範囲は、最初の報告書では写真乾板を使用して8.2〜8.8と示されていましたが^[22]、その後の研究では写真範囲は8.6〜10.7であることがわかりました。[ ^{35] [5]}最大値と最小値を確実に導き出すことはできないと指摘しています。^[35]他の著者は、振幅を約0.5等級と推定しています。^[36]現代の推定では、Vバンドの変動範囲は6.0〜7.6です。^[3]

RW ケフェウス座はSRd型の半規則変光星に分類されており、これはゆっくりと変化する黄色巨星または超巨星であることを意味します。変光星総合カタログでは、1952 年の研究で約 346 日の周期が示されていますが、^{[35] [5]}他の研究では異なる周期が示唆されており、強い周期性は確かにありません。^[37]

2022年12月、2人の天文学者によって、この恒星は「大減光」を起こしており、通常より暗い7.6等級に達していると報告された。^{[16] [28] [29]}これは、短期間の質量損失の増加により塵が凝縮し、恒星の光球が部分的に覆われていることが原因であると推測された。^[8]これは後にCHARAアレイによる観測で確認され、恒星の西側に最近の表面質量放出で放出された塵の雲であると示唆される暗い斑点が明らかになった。^[13]減光直前の2019年に達成された異常に明るい極大は、高温ガスの活発な対流による湧昇が原因であると考えられており、後に排出されて冷却され、恒星を覆い隠す塵の雲になった。^[13]この現象は、 2019年後半に発生したベテルギウスの大減光^{[8] [13] [16] [28] [29]や、} VY型おおいぬ座の歴史的な光度曲線に見られる減光現象と比較される。^{[8] [13]}

アマチュア天文家が撮影したスペクトルには、減光中にいくつかの新しい輝線が出現したことが示されており、最も顕著なのは766.5 nmと769.9 nmのH-α線とK I線である。 ^[18] H-α線は恒星に対して約40 km/s青方偏移しており、放射源が外側に拡大していることを示唆している。^[18]

1948年から1951年の間に撮影された写真乾板を使用した以前の観測では、同様に等級9.16から9.5まで暗くなり、その後急速に等級8.9まで明るくなったことが明らかになっています。^[38]

ケフェウス座RW星のスペクトルには多くの複雑な線が見られ、その多くは通常よりも強く幅が広い。^{[25] [26] [27]} 1956年に行われた青色のスペクトル領域に焦点を当てた最初の研究では、中心の極大値で分離された2つの成分を持つ多くの金属吸収線が見つかり、これは乱流により広がった吸収線に重なった放射に起因するものとされた。^[26]短距離の吸収成分は長距離の成分よりも大幅に強いことがわかり、これは外向きに移動するガス殻が原因である。 ^{[26] 1972年に行われたより}赤いスペクトル領域に焦点を当てた追跡研究では、異常に強いNa D線が見つかり、これは星間物質によって引き起こされるにしては強すぎることがわかった。^[27] Fe I線は通常のK型超巨星よりも30%強いことがわかったが、Ti I線とVII線は同じかそれより弱い。^[27]この特異なスペクトル特性を持つ恒星は、既知の極超巨星の中では類似するものが見つからず、カシオペヤ座ロー星だけがわずかに類似した特徴を示している。^[27]

このスペクトルは、初期にはG8、後期にはM2に分類されているが、実際に変化があったかどうかは明らかではない。最初のMKスペクトルアトラスでは、M0:Iaと記載されていた。^[39] RW Cepheiは、後にスペクトル型G8 Iaの標準星として記載され、^[40]その後、K0 0-Iaの標準星となった。^[41]同じスペクトルに基づいて、K2 0-Ia型の標準星に調整された。^[42] M型星に特徴的な分子バンドは、赤外線スペクトルでは見られるが、可視スペクトルでは必ずしも見られない。^{[43] [44]}

RW Cepheiの温度は不確かで、スペクトルの励起強度が矛盾している。単純な色相関温度フィッティングでは約3,749 Kの温度が得られるが、フルスペクトルフィッティングでは5,018 Kの温度が得られる。^[12] JバンドスペクトルデータとMARCS恒星モデルを使用した別のフィッティングでは、3,770 ± 170 K. ^[14]このフィッティングにより、金属量[Fe/H] =+0.17 ± 0.20であり、太陽に比べてわずかに金属に富んでいることを示しています。^[14]最近の研究では、スペクトル型と一致する4,400 Kの温度が見つかりました。^[8] 2.29 μmのCO線強度に基づくと、RW Cepheiの温度は減光中に4,200 Kから3,900 Kに低下したことが示されています。^[13]

明るさはケフェウスOB1の所属に基づいて算出されており、研究では545,000  L _☉ ^[30]や468,000  L _☉ ^[45]という例外的に高い明るさが見つかっています。より最近の研究では、 DUSTYモデルのスペクトルエネルギー分布を使用して、 300,000 L _☉というやや低い明るさが見つかっています 。 ^[8]

CHARAアレイによるRW Cepheiの画像では、星が箱のような形をしていることが明らかになりました。SURFINGアルゴリズムを使用して得られた画像では、縁が暗くなった角度直径は2.45 masで、線形半径は採用された距離に応じて、 900〜1,760  R _☉です。^[13] 2024年には、星の大きさは2022年の暗化以来8％増加したことが示されました。角直径と、バークレー94までの平均距離3,935 pc（12,830 ly）を組み合わせると、半径は1100  R _☉になります。^[11]

この恒星は、スペクトル中にかなりの量の恒星周物質の証拠を示している。 ^{[27] [46] [8] [13]} IRASの低解像度スペクトルは、10および18μmで光学的に厚い ケイ酸塩放射の兆候を示しており、 ^[47]大量の質量損失を示唆している。^[46]第一倍音SiOバンドでの放射は1982年に疑われ、^[48]その後、4.0、4.04、4.08μmでの放射の明確な兆候を示す高解像度スペクトルを使用して確認された。^{[46]中赤外線バンドでの直接画像化により、放射源が拡張しており、} IRC +10420に似た方位対称構造を持っていることが明らかになった。^{[49] [8]}この放射の半径は11.9μmで約0.3～0.4秒角と推定されており、これは距離3.4kpcで約1,000～1,400auの物理的半径に相当する。[ ^8]

RW Cepheiの現在の質量損失率は〜と決定されています。7 × 10 ⁻⁶  M _☉ /年と推定されている。^[8]以前の研究では、 ケイ酸塩線の強度と距離2.8kpcを採用すると、1.8 × 10 ⁻⁵ M _{☉ /年になります。} ^[50]周囲の中間赤外線放射の分析によると、ケフェウス座RW星は約95〜140年前に質量損失の増加期間を終えており、^[b]赤色超巨星の段階を終え、現在はより高温に向かって進化していることを示唆しています。^[8]現在の質量損失段階は、観測された「大減光」を含むいくつかの質量放出によって支配されているようです。^{[8] [13]}

• ベテルギウスとおおいぬ座VY星は、1回以上の減光現象を経験した、似たような冷たい大質量星です。
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