세페우스자리 RW
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1. 개요
세페우스자리 RW는 1746년 처음 기록된 변광성으로, 반주기 변광성이자 황색 극대거성 또는 초거성이다. 2022년 말 대규모 광도 감소 현상을 겪으며, 별 주위 먼지의 응결로 인한 질량 손실 증가가 원인으로 추정된다. 현재 질량은 태양의 약 40배이며, 지름은 태양의 약 1,500배로 추정된다. 세페우스자리 OB1 성협의 구성원일 가능성이 있으며, 태양계로부터 약 3.5kpc 거리에 위치한다.
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| 세페우스자리 RW | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 명칭 | 케페우스자리 RW별 |
| 영어 명칭 | RW Cephei |
| 별자리 | 케페우스자리 |
| 시등급 | +6.65 (6.0–7.6) |
| 변광성 유형 | SRd |
| 특징 | |
| 분광형 | K2 0-Ia (G8 - M2Ia-0) |
| B-V 색지수 | 2.22 |
| U-B 색지수 | 2.38 |
| K 밴드 겉보기 등급 | 1.88 |
| 고유 운동 - 적경 | −3.606 |
| 고유 운동 - 적위 | −2.881 |
| 시선 속도 | −56.00 km/s |
| 시차 | 0.1140 |
| 거리 | 3,400 파섹 (오차: +220, -200) |
| 절대 등급 | −8.0에서 −9.4 사이 |
| 초기 질량 | 25 ~ 40 태양 질량 |
| 반지름 | 1,100 태양 반지름 (오차: 44) |
| 광도 | 300,000 ~ 540,000 태양 광도 |
| 표면 중력 | 0.2 |
| 표면 온도 | 4,200–4,400 K (어두워질 때는 3,900 K) |
| 금속 함량 (Fe/H) | +0.17 (오차: 0.20) |
| 식별 정보 | |
| HD | 212466 |
| HIP | 110504 |
| SAO | 34387 |
| BD | +55°2737 |
| AAVSO | 2219+55A |
| SIMBAD | RW Cephei |
2. 관측 역사
제임스 브래들리가 1746년에 편찬한 별 목록에 세페우스자리 RW가 처음으로 기록되었다. 이 별은 적어도 1840년대부터 붉은 별로 묘사되었는데, 프리드리히 빌헬름 아르겔란더가 자신의 목록에서 "매우 붉은" 별로 기록했기 때문이다. 안젤로 세키는 적어도 1868년부터 변광성일 가능성을 의심했다. 토마스 윌리엄 백하우스와 헨리에타 스완 레빗은 1899년과 1907년에 각각 세페우스자리 RW를 변광성으로 독립적으로 발견했으며, 1908년에 세페우스자리에서 15번째로 발견된 변광성으로 RW로 명명되었다. 1942년 스펙트럼 분석 결과 RW 세페이는 뮤 세페이보다 더 밝게 보이는 매우 밝은 초거성으로 밝혀졌다. 1956년과 1972년의 더 자세한 스펙트럼 연구는 다른 알려진 초거성과 구별되는 독특한 스펙트럼 특징을 밝혀냈다. 그 이후 수십 년 동안 이 별은 드물게 연구되었다. 2022년 말, RW 세페이가 큰 어두워짐 현상을 겪고 있다는 사실이 발표되었고, 그 후 12월에 CHARA 간섭계 배열에 의해 관측되었다.
3. 변광
세페우스자리 RW는 SRD형 반주기 변광성으로, 느리게 변광한다. 초기에는 사진 건판을 사용하여 8.2~8.8 등급으로 측정되었고, 이후 사진 등급 범위는 8.6~10.7로 나타났지만, 최댓값과 최솟값은 불확실했다. 다른 연구에서는 진폭이 약 0.5 등급에 불과하다고 추정했다. 현대에는 V 밴드에서 6.0~7.6 등급 사이에서 변광하는 것으로 추정된다.
변광성 종합 목록에는 주기가 약 346일로 기록되어 있지만, 다른 연구에서는 다양한 주기가 제시되어 확실한 주기성은 없다.
3. 1. 대규모 광도 감소
2022년 12월, 세페우스자리 RW는 평소보다 어두운 7.6등급에 도달하는 "대규모 광도 감소" 현상을 겪었다. 이는 별 주위 먼지의 응결로 인한 질량 손실 증가로 발생한 것으로 추정된다. 이후 CHARA 간섭계 배열 관측 결과, 별의 서쪽에 먼지 구름으로 추정되는 어두운 부분이 나타났다.
2019년에 도달한 밝은 최대 광도는 뜨거운 가스의 대류 상승으로 발생했으며, 방출 후 냉각되어 먼지 구름이 되었다. 이 현상은 베텔게우스의 대규모 광도 감소, 큰개자리 VY의 광도 감소 현상과 비교된다.
광도 감소 동안 H-α선과 K I 선(766.5nm 및 769.9nm) 등 새로운 방출선이 나타났다. H-α선은 별에 비해 ~40km/s의 청색편이를 보여, 방출의 근원이 외부로 팽창하고 있음을 시사한다.
1948년과 1951년 사이에도 9.16등급에서 9.5등급으로의 유사한 광도 감소 현상이 관측되었으며, 이후 8.9등급으로 빠르게 밝아졌다.
4. 물리적 특징
세페우스자리 RW는 분광형에 따라 오렌지색 또는 적색 극대거성으로 분류된다. 표면 온도는 4420 켈빈으로 태양보다 낮고, 절대 등급은 -9.4로 매우 밝은 별에 속한다. 질량은 태양의 약 40배이다. 수백만 년의 짧은 수명을 가지며, 초신성 폭발 후 중성자별이나 블랙홀을 남긴다. 겉보기 등급은 6.65로 맨눈으로 볼 수 없다.
광도는 세페우스 OB1의 일원임을 기반으로 유도되었으며, 연구에 따르면 또는 의 매우 높은 광도를 가진다. 더 최근의 연구에서는 스펙트럼 에너지 분포를 DUSTY 모델 적합을 사용하여 의 다소 낮은 광도를 발견했다.
온도는 불확실하며, 스펙트럼에서 상반된 여기 강도를 보인다. 단순한 색상 상관 온도 적합은 약 3,749 K의 온도를 나타내는 반면, 전체 스펙트럼 적합은 5,018 K의 온도를 나타낸다. J-밴드 스펙트럼 데이터와 MARCS 별 모델을 사용한 다른 적합은 K의 온도를 나타낸다. 이 적합은 또한 태양에 비해 약간 금속이 풍부함을 나타내는 [Fe/H] = 의 금속 함량을 나타낸다. 더 새로운 연구에서는 스펙트럼형과 일치하는 4,400 K의 온도를 발견했다. 2.29 μm에서의 CO 선 강도를 기반으로, RW 세페이는 어두워지는 동안 4,200 K에서 3,900 K로 온도가 떨어졌다.
4. 1. 스펙트럼
세페우스자리 RW의 스펙트럼은 G8에서 M2까지 다양하게 분류되었으나, 실제로 분광형이 변하는지 여부는 확실하지 않다. 모건-키넌(MK) 분류 체계에서는 초기에 M0: Ia형으로 분류되었으나, 이후 G8 Ia, K0 0-Ia, K2 0-Ia 형으로 수정되었다. 가시광선 스펙트럼에서는 M형 별의 특징인 이산화 티타늄 흡수대가 나타나지 않아 G8 또는 K형으로 보는 것이 더 적절하다.세페우스자리 RW의 스펙트럼선은 같은 분광형의 다른 별들보다 강하게 나타난다. 스펙트럼선의 세밀한 분석을 통해 추정된 유효 온도는 약 5,000K로, 색을 통해 추정한 온도인 3,700K와는 차이를 보인다. 이처럼 온도가 명확하게 결정되지 않고, 적색 초거성과 황색 극초거성 사이에 위치하기 때문에 세페우스자리 RW는 두 가지 명칭으로 모두 불린다.
4. 2. 크기
세페우스자리 RW는 알려진 별 중 매우 큰 별에 속하며, 지름은 태양의 약 1,500배로 추정된다. 만약 이 별이 태양계에 위치한다면 목성 궤도를 넘어설 정도로 거대하다. 2024년 연구에 따르면, 2022년 어두워진 이후 크기가 8% 증가하여, 3935pc 거리를 기준으로 의 반지름을 갖는 것으로 나타났다.CHARA 어레이로 촬영한 결과, 세페우스자리 RW의 모양은 상자 모양으로 나타났다. SURFING 알고리즘을 통해 얻은 이미지는 2.45 mas의 가장자리 어두워짐 각 직경을 보여주며, 이는 채택된 거리에 따라 의 선형 반지름에 해당한다.
5. 거리
세페우스자리 RW는 분광 광도를 기준으로 거리가 추정되었으며, 세페우스자리 OB1 성협의 구성원이라는 가정 하에 은하수의 페르세우스 팔에 위치하는 것으로 보인다. 세페우스자리 RW가 구성원일 가능성이 있는 산개 성단 버클리 94는 3900pc 거리에 있는 것으로 추정된다. 이 별과 성단은 더 큰 별 형성 영역 Sh 2-132의 일부이다.
세페우스자리 RW는 세페우스자리 OB1 성협의 일원일 가능성이 있으며, 이 경우 태양계로부터 약 3.5kpc (약 1만 1천광년) 거리에 있다. 히파르코스 위성 관측에서는 이보다 더 가까운 거리가 제시되어 성협에 속하지 않을 가능성도 제기되었으나, 가이아 위성 관측 결과 세페우스자리 OB1 성협 구성원이라는 결과와 일치한다. 세페우스자리 OB1은 일반적으로 약 3400pc 거리에 위치한다.
6. 주변 환경
세페우스자리 RW는 스펙트럼에서 상당한 양의 별 주위 물질이 있음을 보여준다. IRAS 저해상도 스펙트럼에서는 10 및 18 μm에서 광학적으로 두꺼운 규산염 방출이 나타나는데, 이는 많은 양의 질량 손실을 의미한다. 1982년에는 첫 번째 오버톤 SiO 밴드에서 방출이 의심되었고, 이후 고해상도 스펙트럼(4.0, 4.04, 4.08 μm)에서 명확한 방출 신호가 확인되었다.
중간 적외선 밴드 이미징 결과, 이 소스는 확장되어 있으며 IRC +10420과 유사한 방위각 대칭 구조를 갖는 것으로 나타났다. 이 방출의 반경은 11.9 μm에서 약 0.3–0.4 각초로 추정되며, 3.4 kpc 거리에서 약 1,000–1,400 천문 단위에 해당한다.
6. 1. 질량 손실
RW 세페이의 현재 질량 손실률은 DUSTY 모델 적합을 사용하여 연간 약 태양 질량으로 결정되었다. 이전 연구에서는 규산염 선 강도를 사용하고 2.8 kpc의 거리를 채택하여 연간 태양 질량으로 추정했다. 주변 중간 적외선 방출 분석 결과 RW 세페이는 ~95~140년 전에 질량 손실이 증가하는 기간을 종료했으며, 적색 초거성 단계를 벗어나 현재 더 뜨거운 온도로 진화하고 있음을 시사한다. 현재의 질량 손실 단계는 관측된 "대규모 광도 감소"를 포함하여 여러 질량 방출이 지배하는 것으로 보인다.참조
[1]
문서
出典の視直径3.3[[秒 (角度)|ミリ秒]]と、[[ガイア計画|ガイア]]の観測データによる[[年周視差]]から計算。ここで、ケフェウス座OB1[[アソシエーション (天文学)|アソシエーション]]までの距離3.5[[パーセク|kpc]]を仮定したとすれば、およそ1,200 [[太陽半径|''R''☉]]となる。
[2]
문서
[[シュテファン＝ボルツマンの法則]]に基づき、[[半径]]と温度から計算。
[3]
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