آر دبليو سيفي

RW Cephei هو نجم عملاق فائق من النوع K ونجم متغير شبه منتظم في كوكبة Cepheus ، على حافة منطقة Sharpless 132 H II وبالقرب من العنقود المفتوح الصغير Berkeley 94. وهو من بين أكبر النجوم المعروفة بنصف قطر يبلغ 1100 ضعف نصف قطر الشمس ( R _☉ )، وهو ما يقارب حجم مدار كوكب المشتري .

في عام 2022، شهد النجم حدث "خفوت كبير" مشابه لحدث نجم بيتيلجوز .

أدى وجود درجة حرارة متوسطة بين النجوم العملاقة الحمراء والنجوم العملاقة الصفراء إلى اعتبارها بشكل مختلف إما عملاقة حمراء ^{[ 15 ] [ 16 ]} أو عملاقة صفراء ^{[ 17 ] [ 18 ] .}

يعود أول رصد موثق لنجم RW Cephei إلى عام 1746، عندما أُدرج في فهرس النجوم الذي جمعه جيمس برادلي . ^{[ 19 ]} ووُصف بأنه نجم أحمر منذ أربعينيات القرن التاسع عشر على الأقل، ^{[ أ ]} عندما وصفه فريدريك فيلهلم أرغيلاندر بأنه "شديد الحمرة" في فهرسه. ^{[ 20 ]} اكتُشف نجم RW Cephei بشكل مستقل كنجم متغير بواسطة توماس ويليام باكهاوس وهنريتا سوان ليفيت في عامي 1899 و1907 على التوالي، ^{[ 21 ] [ 22 ]} ولكن أنجيلو سيكي كان يشتبه في كونه متغيرًا منذ عام 1868 على الأقل. ^{[ 23 ]} سُمي النجم RW في عام 1908، ليكون النجم المتغير الخامس عشر المكتشف في كوكبة قيفاوس. ^{[ 24 ]} كشف تحليل الأطياف في عام 1942 أن RW Cephei نجم عملاق فائق اللمعان، ويبدو أكثر لمعانًا من Mu Cephei . ^{[ 25 ]} كشفت دراسات طيفية أكثر تفصيلًا في عامي 1956 و1972 عن سمات طيفية فريدة، ^{[ 26 ] [ 27 ]} مما يميزه عن العمالقة الفائقة الأخرى المعروفة. ^{[ 27 ]} ومنذ ذلك الحين، لم يُدرس النجم إلا نادرًا على مدى عقود. في أواخر عام 2022، أُعلن أن النجم RW Cephei يمر بحدث خفوت كبير، ^{[ 16 ] [ 28 ] [ 29 ]} ورُصد لاحقًا بواسطة مصفوفة التداخل CHARA في ديسمبر. ^{[ 13 ]}

تم تقدير المسافة إلى نجم RW Cephei بناءً على لمعانه الطيفي، ويُفترض أنه عضو في تجمع Cepheus OB1 ، مما يضعه ضمن ذراع برساوس لمجرة درب التبانة . ^{[ 30 ]} أدت قياسات اختلاف المنظر من الإصدار الثاني لبيانات Gaia والإصدار الثالث المبكر لبيانات Gaia إلى تقديرات للمسافة تبلغ3416 +1366 −829 pc  ^{[ 31 ]} و6666 +1561 −1006  فرسخ فلكي ^{[ 32 ]} على التوالي. يُعتقد عمومًا أن قيفاوس OB1 يقع على بعد حوالي3400  فرسخ فلكي . ^{[ 33 ]} يُعتقد أن العنقود المفتوح بيركلي 94، الذي قد يكون RW Cephei أحد أعضائه، يقع على مسافة3900 ± 110  فرسخ فلكي . ^{[ 15 ]} النجم والتجمع النجمي جزء من منطقة تكوين النجوم الأكبر Sh 2-132. ^{[ 34 ]}

قُدِّر نطاق سطوع نجم RW Cephei في التقرير الأولي بين 8.2 و8.8 باستخدام اللوحات الفوتوغرافية ، ^{[ 22 ]} بينما وجدت دراسات لاحقة أن النطاق الفوتوغرافي يتراوح بين 8.6 و10.7، ^{[ 36 ] [ 5 ]} مع ملاحظة أنه لا يمكن تحديد القيم القصوى والدنيا بدقة. ^{[ 36 ]} ويُقدِّر باحثون آخرون سعة السطوع بحوالي 0.5 درجة فقط. ^{[ 37 ]} وتشير التقديرات الحديثة إلى أن نطاق التغير يتراوح بين 6.0 و7.6 في النطاق V. ^{[ 2 ]}

صُنِّف النجم RW Cephei كنجم متغير شبه منتظم من النوع SRd ، أي أنه عملاق أصفر أو عملاق فائق يتغير ببطء. ويشير الدليل العام للنجوم المتغيرة إلى دراسة أجريت عام 1952 تُقدِّر دورته بحوالي 346 يومًا، ^{[ 36 ] [ 5 ]} بينما تُشير دراسات أخرى إلى دورات مختلفة، وبالتأكيد لا تُشير إلى دورية قوية. ^{[ 38 ]}

تعتيم رائع

في ديسمبر 2022، أفاد فلكيان بأن النجم يمر بـ"خفوت كبير"، حيث وصل سطوعه إلى قدر ظاهري أقل من المعتاد بلغ 7.6. ^{[ 16 ] [ 28 ] [ 29 ]} ورجّح العلماء أن يكون سبب ذلك فترات قصيرة من فقدان الكتلة المتزايد ، مما أدى إلى تكثف الغبار الذي يحجب جزئيًا الغلاف الضوئي للنجم . ^{[ 11 ]} وقد تأكد هذا لاحقًا من خلال رصد باستخدام مصفوفة CHARA، حيث كشفت عن بقعة داكنة على الجانب الغربي من النجم، يُعتقد أنها سحابة غبار انطلقت في قذف كتلي سطحي حديث. ^{[ 13 ]} ويُشتبه في أن ذروة سطوع غير عادية سُجلت في عام 2019 قبيل الخفوت كانت ناجمة عن صعود حراري قوي للغاز الساخن، والذي طُرد لاحقًا وبرد ليتحول إلى سحابة غبار تحجب النجم. ^{[ 13 ]} يُقارن هذا الحدث بالخفوت الكبير الذي حدث لنجم منكب الجوزاء في أواخر عام 2019 ^{[ 11 ] [ 13 ] [ 16 ] [ 28 ] [ 29 ]} ، وأحداث الخفوت التي لوحظت في منحنى الضوء التاريخي لنجم VY Canis Majoris . ^{[ 11 ] [ 13 ]}

تُظهر الأطياف التي التقطها فلكي هاوٍ ظهور عدة خطوط انبعاث جديدة أثناء انخفاض شدة الإضاءة، وأبرزها خطي H-α و K I عند 766.5 و769.9 نانومتر. ^{[ 18 ]} ويُلاحظ انزياح نحو الأزرق في خط H-α بمقدار 40 كم/ث تقريبًا بالنسبة للنجم، مما يشير إلى أن مصدر الانبعاث يتوسع نحو الخارج. ^{[ 18 ]}

تكشف الملاحظات السابقة باستخدام الألواح الفوتوغرافية التي التقطت بين عامي 1948 و 1951 عن خفوت مماثل من القدر 9.16 إلى 9.5، يليه عودة سريعة للسطوع إلى القدر 8.9. ^{[ 39 ]}

يُظهر نجم RW Cephei العديد من الخطوط الطيفية المعقدة في طيفه، وكثير منها أقوى وأعرض من المعتاد. ^{[ 25 ] [ 26 ] [ 27 ]} وقد وجدت دراسة أولية أُجريت عام 1956، وركزت على المنطقة الطيفية الزرقاء، العديد من خطوط امتصاص المعادن ذات مُكوّنين يفصل بينهما حد أقصى مركزي، يُعزى إلى انبعاث مُتراكب على خط امتصاص مُتسع بسبب الاضطراب. ^{[ 26 ]} وتبين أن مُكوّنات الامتصاص قصيرة المدى أقوى بكثير من مُكوّنات الامتصاص طويلة المدى، نتيجةً لحركة غلاف غازي خارجي. ^{[ 26 ]} وفي دراسة لاحقة أُجريت عام 1972، وركزت على المناطق الطيفية الحمراء، وُجدت خطوط Na D قوية بشكل غير عادي ، شديدة الكثافة لدرجة لا يُمكن أن تكون ناجمة عن الوسط بين النجوم . ^{[ 27 ]} كما وُجد أن خط Fe I أقوى بنسبة 30% من نظيره في النجوم العملاقة من النوع K العادية، بينما كانت خطوط Ti I و VI I بنفس القوة أو أضعف. ^{[ 27 ]} بفضل هذه الخصائص الطيفية الفريدة، لا يوجد لهذا النجم نظير بين النجوم العملاقة المعروفة، حيث لا يُظهر سوى نجم رو كاسيوبيا خصائص مشابهة بشكل طفيف. ^{[ 27 ]}

صُنِّف الطيف في وقت مبكر كـ G8 وفي وقت متأخر كـ M2، ولكن ليس من الواضح ما إذا كان هناك تباين فعلي. في أول أطلس طيفي لـ MK، أُدرج كـ M0:Ia. ^{[ 40 ]} أُدرج RW Cephei لاحقًا كنجم معياري للنوع الطيفي G8 Ia، ^{[ 41 ]} ثم كمعيار لـ K0 0-Ia. ^{[ 42 ]} بناءً على نفس الأطياف، عُدِّل ليصبح النجم المعياري للنوع K2 0-Ia. ^{[ 43 ]} تُرى الحزم الجزيئية المميزة لنجوم الفئة M في أطياف الأشعة تحت الحمراء، ولكن ليس دائمًا في الأطياف الضوئية. ^{[ 44 ] [ 45 ]}

درجة حرارة نجم RW Cephei غير مؤكدة، نظرًا لتضارب قيم شدة الإثارة في طيفه. يُعطي تحليل بسيط لدرجة الحرارة باستخدام ارتباط اللون درجات حرارة تقارب 3749 كلفن، بينما يُعطي تحليل الطيف الكامل درجة حرارة 5018 كلفن. ^{[ 12 ]} ويُعطي تحليل آخر باستخدام بيانات طيفية من النطاق J ونماذج MARCS النجمية درجة حرارة 5018 كلفن.3770 ± 170 كلفن. ^{[ 14 ]} ينتج عن هذه المطابقة أيضًا نسبة معدنية قدرها [Fe/H] =+0.17 ± 0.20 ، مما يشير إلى أن النجم غني قليلاً بالمعادن مقارنةً بالشمس . [ ^{14 ] وجدت} دراسة أحدث درجة حرارة تبلغ 4400 كلفن، وهو ما يتوافق مع نوعه الطيفي. ^{[ 11 ]} بناءً على شدة خط CO عند 2.29 ميكرومتر، يُشير ذلك إلى أن درجة حرارة RW Cephei انخفضت من 4200 كلفن إلى 3900 كلفن أثناء فترة الخفوت. ^{[ 13 ]}

تم استخلاص قيم اللمعان بناءً على انتمائه إلى مجموعة نجوم سيفوس OB1، حيث وجدت الدراسات لمعانًا عاليًا استثنائيًا يبلغ 545,000 L _☉ ، ^{[ 30 ]} أو 468,000 L _☉ . ^{[ 46 ]} ووجدت دراسة أحدث لمعانًا أقل نوعًا ما يبلغ 300,000 L _☉ باستخدام توزيع الطاقة الطيفية لنموذج DUSTY. ^{[ 11 ]}   

تُنتج الصور التي تم الحصول عليها باستخدام خوارزمية SURFING قطرًا زاويًا مُظلمًا عند الأطراف يبلغ 2.45 ملي ثانية قوسية، وهو ما يتوافق مع نصف قطر خطي قدرهيتراوح نصف قطر النجم بين 900 و1760 ضعف نصف _{قطر الشمس،}  وذلك تبعًا للمسافة المعتمدة. ^{[ 13 ]} في عام 2024، تبين أن حجم النجم قد ازداد بنسبة 8% منذ خفوته في عام 2022. ويُعطي القطر الزاوي، بالإضافة إلى متوسط ​​مسافة 3935 فرسخًا فلكيًا (12830 سنة ضوئية) إلى بيركلي 94، نصف قطر يبلغ 1100 ضعف _{نصف قطر الشمس} . ^{[ 10 ]}   

يُظهر طيف النجم أدلةً على وجود كمية كبيرة من المادة المحيطة به. ^{[ 27 ] [ 47 ] [ 11 ] [ 13 ]} ويُظهر طيف الأشعة تحت الحمراء منخفض الدقة علامات انبعاث سيليكات كثيف بصريًا عند 10 و18 ميكرومترًا، ^{[ 48 ]} مما يُشير إلى فقدان كميات كبيرة من الكتلة. ^{[ 47 ]} وقد تم الاشتباه في انبعاث في نطاقات النغمة التوافقية الأولى لثاني أكسيد السيليكون في عام 1982، ^{[ 49 ]} وتم تأكيده لاحقًا باستخدام أطياف ذات دقة أعلى تُظهر علامات واضحة للانبعاث عند 4.0 و4.04 و4.08 ميكرومترًا. ^{[ 47 ]} ويكشف التصوير المباشر في نطاقات الأشعة تحت الحمراء المتوسطة أن المصدر ممتد، وله بنية متناظرة سمتيًا تُشبه IRC +10420 . ^{[ 50 ] [ 11 ]} قُدِّر نصف قطر هذا الانبعاث بحوالي 0.3-0.4 ثانية قوسية عند 11.9 ميكرومتر، وهو ما يتوافق مع نصف قطر فيزيائي يبلغ حوالي 1000-1400 وحدة فلكية على مسافة 3.4 كيلوبارسيك. ^{[ 11 ]}

• HR 5171 ، نجم مشابه
• V915 Scorpii ، نجم آخر مشابه بالقرب من WR 85
• ستيفنسون 2 DFK 49 ، نجم آخر مشابه