Преглед на кодот на RW Кефеј

{{Starbox begin|name=RW Кефеј}}
{{Starbox image|image={{Location mark
|image=RW Cep CHARA array.png|alt=|float=center|width=240
}}|caption=CHARA/MIRC-X слика на RW Кефеј во H-класа за време на „големото затемнување“, откривајќи форма слична на кутија и темна дамка на западната страна на ѕвездата}}
{{Starbox observe|epoch=[[J2000.0]]|constell=[[Кефеј (соѕвездие)|Кефеј]]|ra={{RA|22|23|07.01521}}<ref name="dr3" />|dec={{DEC|+55|57|47.6244}}<ref name="dr3" />|appmag_v=+6.65<ref name="ducati" /> {{nowrap|(6.0–7.6<ref name="vsx" />)}}}} 
{{Starbox character|type=[[Црвен хиперџин|Црвен]], портокалов или [[жолт хиперџин]]|class=K2 0-Ia<ref name="yorka" /> {{nowrap|(G8 - M2Ia-0<ref name="vsx" />)}}|appmag_1_passband=K|appmag_1=1.88<ref name="ducati" />|b-v=2.22<ref name="ducati" />|u-b=2.38<ref name="ducati" />|variable=[[Semiregular variable star|SRd]]<ref name="gcvs" />}} 
{{Starbox astrometry|prop_mo_ra=−3.606<ref name="dr3" />|prop_mo_dec=−2.881<ref name="dr3" />|radial_v=−56.00<ref name="x0Uvs" />|parallax=0.1140|p_error=0.0342|parallax_footnote=<ref name="dr3" />|dist_pc={{val|3400|220|200|fmt=commas}}|dist_footnote=<ref name="rate2020" /><ref name="jones" />|absmag_v=−8.0<ref name="stencel" />{{snd}}−9.4<ref name="humphreys1984" />}}
{{Starbox detail|mass=|radius={{val|900|–|1760|fmt=commas}},<ref name="anugu" /> {{Solar radius calculator|type=LT|300000|4400|decimals=-1}}<ref name="jones" />{{efn|name=radius|Applying the [[Stefan–Boltzmann law]] with a nominal solar [[effective temperature]] of 5,772&nbsp;[[Kelvin|K]]:
:<math>\sqrt{(5772/4400)^4 * 300,000} = 940\ R\odot</math>}}|luminosity=300,000<ref name="jones" />|gravity=0.2<ref name="irtf" />|temperature=4,200<ref name="anugu" />–4,400,<ref name="jones" /> 3,900<ref name="anugu" /> (за време на затемнувањето)|metal_fe={{val|+0.17|0.20}}<ref name="davies" />}} 
{{Starbox catalog|names=[[Каталог „Хенри Дрејпер“|ХД]]&nbsp;212466, [[Хипаркос|ХИП]]&nbsp;110504, [[Ѕвезден каталог на Смитсоновата астрофизичка опсерваторија|САО]]&nbsp;34387, [[Бонски преглед|БП]]+55°2737, [[Американско здружение на набљудувачи со променливи ѕвезди|АЗНПЅ]]&nbsp;2219+55A}}
{{Starbox reference|Simbad=RW+Cephei}}
{{Starbox end}}

'''RW Кефеј''' — [[хиперџин]] од [[Ѕвездена класификација|К-класа]] и [[Променлива ѕвезда|полуправилна променлива ѕвезда]] во соѕвездието [[Кефеј (соѕвездие)|Кефеј]], на работ на [[H II-подрачје|H II]] подрачјето Шарплес 132 и блиску до малото [[Расеано ѕвездено јато|расеано јато]] Беркли 94. Таа е меѓу [[Список на најголеми познати ѕвезди|најголемите познати ѕвезди]] со полупречник од речиси 1.000 пати поголем од оној на Сонцето ({{solar radius|link=y}}), речиси колку орбитата на [[Јупитер]].

Во 2022 година, ѕвездата претрпела „големо затемнување“ настан сличен на [[Бетелгез]].

Температурната средина помеѓу [[Црвен суперџин|црвените суперџинови]] и жолтите хиперџинови<ref name="delgado" /><ref name="great-dimming" /> довела до тоа да се смета на различни начини како црвен хиперџин или жолт хиперџин<ref name="cc" /><ref name="leadbeater" />.

== Историја на набљудување ==
Првото документирано видување на RW Кефеј датира од 1746 година кога била вклучена во каталог на ѕвезди составен од [[Џејмс Бредли]].<ref name="bradley" /> Таа е опишана како црвена ѕвезда барем уште од 1840-тите, {{Efn|Точната година на набљудувањето е непозната, но се верува дека е одземено некое време помеѓу 1841 и 1844 година.}} кога Фридрих Вилхелм Аргеландер ја забележал како „многу црвена“ во неговиот каталог.<ref name="oeltzen" /> RW Кефеј била независно откриена дека е променлива ѕвезда од Томас Вилијам Бакхаус и Хенриета Свон Левит во 1899 и 1907 година соодветно<ref name="backhouse" /><ref name="pickering" />, но Анџело Секи се сомневал дека е променлива од најмалку 1868 година<ref name="secchi" />. Ѕвездата била означена како RW во 1908 година, што е петнаесеттата откриена променлива во Кефеј.<ref name="dunér" /> Анализата на спектрите во 1942 година открила дека RW Кефеј е многу сјајна хиперџинна ѕвезда, која изгледа посветла од [[Mu Кефеј]]<ref name="keenan" />. Подетални спектрални набљудувања во 1956 и 1972 година откриле уникатни спектрални карактеристики,<ref name="merrill" /><ref name="gahm" /> издвојувајќи ја од другите познати хиперџинови.<ref name="gahm" /> Оттогаш, ѕвездата е ретко проучувана во текот на децениите. Кон крајот на 2022 година, RW Кефеј било објавено дека поминува низ голем настан на затемнување,<ref name="great-dimming" /><ref name="great-dimming2" /><ref name="great-dimming3" /> и последователно била забележана од низата за интерферометрија CHARA во декември.<ref name="anugu" />

== Растојание ==
Растојанието до RW Кефеј е проценето врз основа на нејзината спектроскопска сјајност и се претпоставува дека е член на асоцијацијата Кефеј OB1, ставајќи ја во [[Персеев Крак|Персеевиот крак]] на [[Млечен Пат|Млечниот Пат]]<ref name="humphreys" />. Паралаксите на Gaia Data Release 2 и Gaia Early Data Release 3 водат до проценки на растојание од {{Вред|3416|1366|829}}и {{Вред|6666|1561|1006}} соодветно<ref name="bailer-jones2018" /><ref name="bailer-jones2021" />. Кефеј OB1 генерално се смета дека е на околу {{Вред|3400}}.<ref name="rate2020" /> Отворениот кластер Беркли 94, чиј член можеби е RW Кефеј, се смета дека е на растојание од {{Вред|3900|110}}<ref name="delgado" />. Ѕвездата и јатото се дел од поголемиот регион за формирање на ѕвезди Sh 2-132.<ref name="sh2-132" />

== Варијабилност ==
[[Податотека:RWCepLightCurve.png|лево|мини| [[Светлинска крива|Светлосна крива]] за RW Кефеј, нацртана од податоците на ''[[Хипаркос]]''<ref name="HipDataAccess" />]]
Опсегот на величината на RW Кефеј бил даден како 8,2-8,8 користејќи фотографски плочи во првичниот извештај<ref name="pickering" />, додека подоцнежните иследувања откриле дека фотографскиот опсег е од 8,6-10,7,<ref name="gcvs" /><ref name="payne-gaposchkin" /> забележувајќи дека максимумите и минимумите не можат да бидат изведени со секаква сигурност.<ref name="rajchl" /> Други автори проценуваат [[амплитуда]] од само околу 0,5 величини.  Современите проценки го ставаат опсегот на варијабилност од 6,0 до 7,6 во V-појасот.<ref name="vsx" />

RW Кефеј е класифицирана како полуправилна [[променлива ѕвезда]] од типот [[Полуправилна променлива ѕвезда|SRd]], што значи дека е бавно променлив жолт џин или суперџин. Општиот каталог на променливи ѕвезди наведува иследувања од 1952 година која дава период од приближно 346 дена, додека други иследувања сугерираат различни периоди и секако без силна периодичност.<ref name="percy" />

=== Големо затемнување ===
[[Податотека:RW_Cep_dimming_vs_rebrightening_comparison.png|мини|Споредба на слики од низата CHARA направени во декември 2022 година и јули 2023 година, покажувајќи го затемнувањето и последователно повторно осветлување на RW Кефеј]]
Во декември 2022 година, двајца астрономи објавиле дека ѕвездата поминува низ „големо затемнување“, достигнувајќи послаба од вообичаената величина од 7,6.<ref name="great-dimming" /><ref name="great-dimming2" /><ref name="great-dimming3" /> Се шпекулирало дека е предизвикано од кратки периоди на зголемено губење на масата што доведува до кондензација на прашина што делумно ја замаглува ѕвездената [[фотосфера]].<ref name="jones" /> Ова подоцна било потврдено со набљудувања со низата CHARA, откривајќи темна дамка на западната страна на ѕвездата што се претпоставува дека е облак од прашина ослободен при неодамнешното исфрлање на површинската маса. Невообичаено светлиот максимум постигнат во 2019 година<ref name="jones" /><ref name="anugu" /><ref name="great-dimming" /><ref name="great-dimming2" /><ref name="great-dimming3" /> непосредно пред затемнувањето се сомнева дека е предизвикан од енергетско конвективно издигнување на топол гас, кој подоцна бил исфрлен и од ладење во прашлив облак што ја прикрива ѕвездата.<ref name="anugu" /> Настанот се споредува со големото затемнување на [[Бетелгез]] што се случило кон крајот на 2019 година и настаните за затемнување забележани во историската светлосна крива на [[VY Големо Куче]].<ref name="jones" /><ref name="anugu" />

Спектри земени од аматерски астроном покажуваат појава на неколку нови спектарски линии за време на затемнувањето, особено H-α и линиите [[Калиум|K]] I на 766,5 и 769,9&nbsp;nm<ref name="leadbeater" />. Линијата H-α е [[Црвено поместување|поместена во сино]] за ~40&nbsp;km/s во однос на ѕвездата, што сугерира дека изворот на емисијата се шири нанадвор.

Претходните набљудувања со фотографски плочи направени помеѓу 1948 и 1951 година откриле слично затемнување од светлинска величина 9,16 до 9,5, проследено со брзо повторно осветлување до величина 8,9.<ref name="semakin" />

== Спектар ==
RW Кефеј прикажува многу сложени [[Спектрална линија|линии]] во својот спектар, од кои многу се посилни и пошироки од вообичаеното.<ref name="keenan" /><ref name="merrill" /><ref name="gahm" /> Првичното иследување во 1956 година, фокусирано на синиот спектрален регион, открило многу металични линии на насобирање со две компоненти одделени со централен максимум, што се припишува на емисијата надредена на линијата на насобирање проширена поради турбуленцијата. Било утврдено дека компонентите на кратко насобирање се значително посилни од компонентите на долгаото, предизвикани од гасовита обвивка што се движи нанадвор. Понатамошното иследување во 1972 година, фокусирано на поцрвени спектрални региони, открило невообичаено силни линии Na D премногу интензивни за да бидат предизвикани од меѓуѕвездената средина. Било откриено дека линијата [[Железо|Fe]] I е 30% посилна отколку кај обичните суперџинови од типот К, додека линиите [[Титан|Ti]] I и [[Ванадиум|V]] I биле со иста јачина или послаби. Со овие необични спектрални карактеристики, ѕвездата не наоѓа пандан меѓу познатите хиперџинови, при што само Ро Касиопеја покажува далечински слични карактеристики.

Спектарот е класифициран уште во G8 и доцна како M2, но не е јасно дека имало вистински варијации. Во првиот МК спектрален атлас, таа била наведена како M0:Ia.<ref name="mk1" /> RW Кефеј подоцна била наведена како стандардна ѕвезда за спектрален тип G8 Ia,<ref name="mk2" /> потоа како стандард за K0 0-Ia.<ref name="mk3" /> Врз основа на истите спектри, таа била прилагодена на стандардната ѕвезда за типот K2 0-Ia.<ref name="mk4" /> Молекуларните појаси карактеристични за ѕвездите од М-класа се гледаат во инфрацрвените спектри, но не секогаш во оптичките спектри.<ref name="m1" /><ref name="josselin" />

== Физички својства ==
Температурата на RW Кефеј е непозната, со контрадикторни сили на возбудување во спектарот. Едноставно одговарање на температурата со корелација на боја дава температури околу 3.749 келвини, додека вклопувањето со целосен спектар дава температура од 5.018 K.<ref name="irtf" /> Друго вклопување користејќи спектрални податоци од J-опсегот и ѕвездените модели MARCS дава температура од {{Вред|3770|170}} K<ref name="davies" />. Ова вклопување, исто така, резултира со металичност од [Fe/H] = {{Вред|+0.17|0.20}}, што покажува дека ѕвездата е малку богата со метал во однос на [[Сонце]]то. Едно поново иследување открива температура од 4.400 K во согласност со нејзиниот спектрален тип.<ref name="jones" /> Врз основа на јачината на линијата CO на 2,29 μm, се покажува дека RW Кефеј паднала во температурата од 4.200 K на 3.900 K за време на затемнувањето.<ref name="anugu" />

Светлината е изведена врз основа на членството во Кефеј OB1, со иследувања кои пронашле исклучително висока осветленост од {{Сончева сјајност|545,000}},<ref name="humphreys" /> или {{Сончева сјајност|468,000}}.<ref name="de-jager" /> Една понова студија открива нешто помала осветленост од {{Сончева сјајност|300,000}} користејќи ја спектралната енергетска распространетост на моделот DUSTY.<ref name="jones" />

Снимањето на RW Кефеј со низата CHARA открива дека ѕвездата има форма на кутија. Сликите добиени со помош на алгоритмот SURFING резултираат со затемнет аголен пречник од 2,45 мас, што одговара на линеарен полупречник од {{Сончев полупречник|{{val|900|–|1760|fmt=commas}}}} во зависност од усвоеното растојание.<ref name="anugu" />

== Околина ==
[[Податотека:RW_Cephei_extended_mid-infrared_emission.png|десно|мини| Слика од 11,9 μm на продолжената емисија околу RW Кефеј]]
Ѕвездата покажува докази за значителна количина на [[Околуѕвездена обвивка|околуѕвезден материјал]] во нејзиниот спектар.<ref name="jones" /><ref name="anugu" /><ref name="gahm" /><ref name="rayner" /> Спектарот со ниска резолуција IRAS покажува знаци на оптички густа [[силикат]]на емисија на 10 и 18 μm,<ref name="simpson" /> што е индикација за големи количини на загуба на маса.<ref name="rayner" /> Емисијата на SiO со првиот тон била осомничена во 1982 година<ref name="rinsland" />, и подоцна била потврдена со користење на спектри со повисока резолуција кои покажуваат јасни знаци на емисија на 4,0, 4,04 и 4,08 μm. Директното сликање во средните инфрацрвени појаси го открива изворот што треба да се прошири, имајќи азимутално симетрична структура слична на IRC +10420.<ref name="jones" /><ref name="shenoy" /> Полупречникот на оваа емисија се проценува дека е ~ 0,3-0,4 лачни секунди на 11,9 μm, што одговара на физичкиот полупречник од ~ 1.000-1.400 [[Астрономска единица|au]] на растојание од 3,4 kpc.<ref name="jones" />

=== Масовна загуба ===
Денешната стапка на загуба на маса на RW Кефеј е одредена да биде ~ {{Сончева маса|{{val|7|e=-6}}}} /годишно со користење на моделот DUSTY.<ref name="jones" /> Една претходна студија проценувала {{Сончева маса|{{val|1.8|e=-5}}}} /годишно користејќи јачина на силикатни линии и усвојување растојание од 2,8 kpc.<ref name="sylvester" /> Анализата на околната средно-инфрацрвена емисија покажува дека RW Кефеј го завршил периодот на зголемена загуба на маса пред ~ 95-140 години, {{Efn|Претпоставувајќи брзина на ветерот од 50 км/сек врз основа на вредностите за познати црвени и жолти хиперџинови.|name=wind velocity}} што сугерира дека ја напуштила фазата на црвен суперџин и моментално еволуира кон пожешки температури. Се смета дека во моменталната фаза на губење на масата доминираат неколку масовни исфрлања, вклучувајќи го и забележаното „големо затемнување“.<ref name="jones" /><ref name="anugu" />  
== Поврзано ==
* [[Бетелгез]] и [[VY Големо Куче]], слични масивни ѕвезди кои претрпеле еден или повеќе настани за затемнување
* [[HR 5171]], слична ѕвезда
* [[WOH G64]]
* [[UY Штит]]
* [[Вестерлунд 1 W26]]

== Белешки ==
{{notelist}}

== Наводи ==
{{reflist|refs=

<ref name="jones">{{Cite journal |last1=Jones |first1=Terry Jay |last2=Shenoy |first2=Dinesh |last3=Humphreys |first3=Roberta |date=May 2023 |title=The Recent Mass Loss History of the Hypergiant RW Cep |journal=[[Research Notes of the American Astronomical Society]] |volume=7 |issue=5 |pages=92 |bibcode=2023RNAAS...7...92J |doi=10.3847/2515-5172/acd37f |s2cid=258701379 |issn=2515-5172|doi-access=free}}</ref>

<ref name="HipDataAccess">{{cite web |title=Hipparcos Tools Interactive Data Access |url=https://www.cosmos.esa.int/web/hipparcos/interactive-data-access |website=Hipparcos |publisher=ESA |access-date=8 December 2021}}</ref>

<ref name="yorka">{{cite journal|bibcode=1988BICDS..35...37K|title=1988 Revised MK Spectral Standards for Stars GO and Later|journal=Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires|volume=35|pages=37|last1=Keenan|first1=P. C.|last2=Yorka|first2=S. B.|year=1988}}</ref>

<ref name="vsx">{{cite journal|bibcode=2006SASS...25...47W|title=The International Variable Star Index (VSX)|journal=The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25|volume=25|pages=47|last1=Watson|first1=C. L.|year=2006}}</ref>

<ref name="ducati">{{cite journal|bibcode= 2002yCat.2237....0D |title= VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system |journal= CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues |volume= 2237 |pages= 0 |last1= Ducati |first1= J. R. |year= 2002}}</ref>

<ref name="gcvs">{{cite journal|bibcode=2009yCat....102025S|title=VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)|journal=VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S|volume=1|display-authors=etal|last1=Samus|first1=N. N.|last2=Durlevich|first2=O. V.|year=2009}}</ref>

<ref name="dr3">{{cite Gaia DR3|2005992002061917312}}</ref>

<ref name="stencel">{{cite journal|bibcode=1988AJ.....95..141S|title=Far-infrared circumstellar 'debris' shell of red supergiant stars|journal=Astronomical Journal|volume=95|pages=141|last1=Stencel|first1=Robert E.|last2=Pesce|first2=Joseph E.|last3=Hagen Bauer|first3=Wendy|year=1988|doi=10.1086/114622}}</ref>

<ref name="humphreys1984">{{cite journal|title=The brightest stars in the Magellanic Clouds and other late-type galaxies.|bibcode=1984IAUS..108..145H|doi=10.1017/S0074180900040134|last1=Humphreys|first1=R. M.|year=1984|journal=IAU Symposium|volume=108|pages=145–156|doi-access=free}}</ref>

<ref name="delgado">{{cite journal|doi=10.1093/mnras/stt1311|title=Berkeley 94 and Berkeley 96: Two young clusters with different dynamical evolution|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=435|pages=429|year=2013|last1=Delgado|first1=A. J.|last2=Djupvik|first2=A. A.|last3=Costado|first3=M. T.|last4=Alfaro|first4=E. J.|issue=1|doi-access=free |bibcode=2013MNRAS.435..429D|arxiv = 1307.4290 |s2cid=118642318}}</ref>

<ref name="cc">{{cite journal|doi=10.1051/0004-6361:20066169|title=Arcsecond-resolution 12CO mapping of the yellow hypergiants IRC +10420 and AFGL 2343|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=465|issue=2|pages=457–467|year=2007|last1=Castro-Carrizo|first1=A.|last2=Quintana-Lacaci|first2=G.|last3=Bujarrabal|first3=V.|last4=Neri|first4=R.|last5=Alcolea|first5=J.|bibcode=2007A&A...465..457C|arxiv = astro-ph/0702400 |s2cid=53127885}}</ref>
<ref name="bradley">{{Cite book |last=Bradley |first=J. |title=Catalog von 4219 Sternen nach Beobachtungen am Durchgangsinstrument 1743 - 1750 und am Quadranten 1743 - 1753. |date=1855 |bibcode=1855csbd.book.....B}}</ref>

<ref name="oeltzen">{{Cite journal |last=Oeltzen |first=Wilhelm |date=1852 |title=Argelander's Zonen-Beobachtungen vom 45. bis 80 Grade nördlicher Declination, in mittleren Positionen f̈r 1842.0 nach gerader Aufsteigung geordnet von Wilhelm Oeltzen, Assistent der Wiener Sternwarte. Zweite Abtheilung |journal=Annalen der Universitaets-Sternwarte Wien |series=Dritter Folge |volume=2 |pages=3–1 |bibcode=1852AnWiD...2....3O}}</ref>
<ref name="backhouse">{{Cite journal |last=Backhouse |first=T. W. |date=July 1899 |title=Confirmed or new variable stars |journal=[[The Observatory (journal)|The Observatory]] |volume=22 |pages=275–276 |bibcode=1899Obs....22..275B |issn=0029-7704}}</ref>

<ref name="pickering">{{Cite journal |last=Pickering |first=Edward C. |date=August 1907 |title=71 new variable stars in Harvard Maps Nos. 9, 12, 21, 48 and 51 |journal=[[Astronomische Nachrichten]] |volume=175 |issue=20 |pages=333–338 |bibcode=1907AN....175..333P |doi=10.1002/asna.19071752006 |issn=0004-6337|url=https://zenodo.org/record/2030310}}</ref>

<ref name="secchi">{{Cite book |last=Secchi |first=Angelo |title=Sugli spettri prismatici delle stelle fisse |url=https://archive.org/details/suglispettripri00seccgoog |date=1868 |publisher=Tipografia delle belle arti |bibcode=1868sspd.bookR....S}}</ref>
<ref name="dunér">{{Cite journal |last1=Dunér |first1=Nils Christofer |last2=Hartwig |first2=Ernst |last3=Müller |first3=G. |date=October 1908 |title=Benennung von neu entdeckten veränderlichen Sternen |journal=[[Astronomische Nachrichten]] |volume=179 |issue=6 |pages=85 |bibcode=1908AN....179...85D |doi=10.1002/asna.19081790602 |issn=0004-6337}}</ref>

<ref name="anugu">{{Cite journal |last1=Anugu |first1=Narsireddy |last2=Baron |first2=Fabien |last3=Gies |first3=Douglas R. |last4=Lanthermann |first4=Cyprien |last5=Schaefer |first5=Gail H. |last6=Shepard |first6=Katherine A. |last7=Brummelaar |first7=Theo ten |last8=Monnier |first8=John D. |last9=Kraus |first9=Stefan |last10=Le Bouquin |first10=Jean-Baptiste |last11=Davies |first11=Claire L. |last12=Ennis |first12=Jacob |last13=Gardner |first13=Tyler |last14=Labdon |first14=Aaron |last15=Roettenbacher |first15=Rachael M. |date=August 2023 |title=The Great Dimming of the Hypergiant Star RW Cephei: CHARA Array Images and Spectral Analysis |journal=The Astronomical Journal |volume=166 |issue=2 |pages=78 |arxiv=2307.04926 |bibcode=2023AJ....166...78A |doi=10.3847/1538-3881/ace59d |issn=0004-6256 |doi-access=free}}</ref>

<ref name="humphreys">{{cite journal|doi=10.1086/190559|title=Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=38|pages=309|year=1978|last1=Humphreys|first1=R. M.|bibcode=1978ApJS...38..309H}}</ref>

<ref name="rate2020">{{Cite journal |last1=Rate |first1=Gemma |last2=Crowther |first2=Paul A. |last3=Parker |first3=Richard J. |date=June 2020 |title=Unlocking Galactic Wolf-Rayet stars with Gaia DR2 - II. Cluster and association membership |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=495 |issue=1 |pages=1209–1226 |arxiv=2005.02533 |bibcode=2020MNRAS.495.1209R |doi=10.1093/mnras/staa1290 |doi-access=free |issn=0035-8711}}</ref>

<ref name="payne-gaposchkin">{{Cite journal |last=Payne-Gaposchkin |first=Cecilia |date=1952 |title=Variable stars in Milton field 9 |journal=[[Annals of Harvard College Observatory]] |volume=118 |pages=147 |bibcode=1952AnHar.118..147P}}</ref>

<ref name="rajchl">{{Cite journal |last=Rajchl |first=Rostislav |date=1933 |title=Observations d'etoiles variables |journal=Publications of the Astronomical Institute of the Charles University |volume=18 |pages=1–20 |bibcode=1933PAICU..18....1R}}</ref>

<ref name="percy">{{cite journal|bibcode=2000JAVSO..28....1P|title=Studies of Yellow Semiregular(SRd) Variables|journal=The Journal of the American Association of Variable Star Observers|volume=28|pages=1|last1=Percy|first1=John R.|last2=Kolin|first2=David L.|year=2000|issue=1}}</ref>

<ref name="great-dimming">{{Cite journal |last1=Vollmann |first1=Wolfgang |last2=Sigismondi |first2=Costantino |date=December 2022 |title=RW Cephei great dimming |journal=[[The Astronomer's Telegram]] |volume=15800 |pages=1|bibcode=2022ATel15800....1V}}</ref>

<ref name="great-dimming2">{{Cite web |last=Mack |first=Eric |title=One Of The Biggest Stars In The Milky Way Is Acting A Little Unstable |url=https://www.forbes.com/sites/ericmack/2022/12/10/one-of-the-biggest-stars-in-the-milky-way-is-acting-a-little-unstable/ |access-date=15 December 2022 |website=Forbes |language=en}}</ref>

<ref name="great-dimming3">{{Cite news |date=12 December 2022 |title=Catch the Geminid Meteor Shower; Plus, Watch RW Cephei Fade |url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/geminid-meteor-shower-rw-cephei-fades/ |access-date=15 December 2022 |website=Sky & Telescope |language=en-US}}</ref>

<ref name="leadbeater">{{Cite journal |last=Leadbeater |first=Robin |date=March 2023 |title=The 2022 dimming of RW Cep – A first look |journal=British Astronomical Association Variable Star Section Circular |volume=195 |pages=7–12 |bibcode=2023BAAVC.195....7L}}</ref>

<ref name="semakin">{{Cite journal |last=Semakin |first=N. K. |date=1954 |title=Photographic Observations of RW Cephei |journal=Peremennye Zvezdy |volume=10 |pages=191 |bibcode=1954PZ.....10..191S}}</ref>

<ref name="keenan">{{Cite journal |last=Keenan |first=Philip C. |date=May 1942 |title=Luminosities of the M-Type Variables of Small Range. |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1942-05_95_3/page/461 |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=95 |pages=461 |bibcode=1942ApJ....95..461K |doi=10.1086/144418 |issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

<ref name="merrill">{{Cite journal |last1=Merrill |first1=Paul W. |last2=Wilson |first2=Olin C. |date=May 1956 |title=Complex Lines in the Spectrum of RW Cephei. |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1956-05_123_3/page/392 |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=123 |pages=392 |bibcode=1956ApJ...123..392M |doi=10.1086/146178 |issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

<ref name="gahm">{{Cite journal |last1=Gahm |first1=G. F. |last2=Hultqvist |first2=L. |date=1972 |title=Spectral properties of luminous late-type stars. |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=16 |pages=329 |bibcode=1972A&A....16..329G |issn=0004-6361}}</ref>

<ref name="mk1">{{cite journal|bibcode=1943assw.book.....M|title=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification|journal=Chicago|last1=Morgan|first1=William Wilson|last2=Keenan|first2=Philip Childs|last3=Kellman|first3=Edith|year=1943}}</ref>

<ref name="mk2">{{cite journal|bibcode=1950ApJ...112..362M|title=Revised Standards for Supergiants on the System of the Yerkes Spectral Atlas|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1950-09_112_2/page/362|journal=Astrophysical Journal|volume=112|pages=362|last1=Morgan|first1=W. W.|last2=Roman|first2=Nancy G.|year=1950|doi=10.1086/145351}}</ref>

<ref name="mk3">{{cite journal|bibcode=1981ApJ...243..894M|title=Some aspects of the spectroscopic behavior of the stars of highest luminosity in the region of the Hertzsprung gap|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1981-02-01_243_3/page/n225|journal=Astrophysical Journal|volume=243|pages=894|last1=Morgan|first1=W. W.|last2=Keenan|first2=P. C.|last3=Abt|first3=H. A.|last4=Tapscott|first4=J. W.|year=1981|doi=10.1086/158654}}</ref>

<ref name="mk4">{{cite journal|bibcode=1980ApJS...42..541K|title=Revised MK spectral types for G, K, and M stars|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|volume=42|pages=541|last1=Keenan|first1=P. C.|last2=Pitts|first2=R. E.|year=1980|doi=10.1086/190662|doi-access=free}}</ref>

<ref name="m1">{{cite journal|bibcode=1955ApJS....2...75M|title=Stellar Spectra in Milky way REGIONS.III.A Region in Cepheus-Lacerta|journal=Astrophysical Journal Supplement|volume=2|pages=75|last1=McCuskey|first1=S. W.|year=1955|doi=10.1086/190017|doi-access=free}}</ref>

<ref name="josselin">{{cite journal|doi=10.1051/0004-6361:20066353|title=Atmospheric dynamics and the mass loss process in red supergiant stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=469|issue=2|pages=671|year=2007|last1=Josselin|first1=E.|last2=Plez|first2=B.|bibcode=2007A&A...469..671J|arxiv = 0705.0266 |s2cid=17789027}}</ref>

<ref name="irtf">{{cite journal|bibcode=2015A&A...582A..96M|title=Single stellar populations in the near-infrared. I. Preparation of the IRTF spectral stellar library|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=582|pages=A96|last1=Meneses-Goytia|first1=S.|last2=Peletier|first2=R. F.|last3=Trager|first3=S. C.|last4=Falcón-Barroso|first4=J.|last5=Koleva|first5=M.|last6=Vazdekis|first6=A.|year=2015|doi=10.1051/0004-6361/201423837|arxiv = 1506.07184 |s2cid=119187195}}</ref>

<ref name="davies">{{Cite journal |last1=Davies |first1=Ben |last2=Kudritzki |first2=Rolf-Peter |last3=Figer |first3=Donald F. |date=September 2010 |title=The potential of red supergiants as extragalactic abundance probes at low spectral resolution |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=407 |issue=2 |pages=1203–1211 |arxiv=1005.1008 |bibcode=2010MNRAS.407.1203D |doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16965.x |doi-access=free |s2cid=118460729 |issn=0035-8711}}</ref>

<ref name="de-jager">{{Cite journal |last=de Jager |first=Cornelis |date=1998 |title=The yellow hypergiants |journal=[[Astronomy and Astrophysics Review]] |volume=8 |issue=3 |pages=145–180 |bibcode=1998A&ARv...8..145D |doi=10.1007/s001590050009 |s2cid=189936279 |issn=0935-4956}}</ref>

<ref name="simpson">{{Cite journal |last=Simpson |first=Janet P. |date=February 1991 |title=IRAS Low-Resolution Spectral Observations of the 10 and 18 Micron Silicate Emission Features |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1991-02-20_368_2/page/n257 |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=368 |pages=570 |bibcode=1991ApJ...368..570S |doi=10.1086/169721 |issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

<ref name="rayner">{{Cite journal |last1=Rayner |first1=John T. |last2=Cushing |first2=Michael C. |last3=Vacca |first3=William D. |date=December 2009 |title=The Infrared Telescope Facility (IRTF) Spectral Library: Cool Stars |journal=[[The Astrophysical Journal Supplement Series]] |volume=185 |issue=2 |pages=289–432 |arxiv=0909.0818 |bibcode=2009ApJS..185..289R |doi=10.1088/0067-0049/185/2/289 |s2cid=118500715 |issn=0067-0049}}</ref>

<ref name="rinsland">{{Cite journal |last1=Rinsland |first1=C. P. |last2=Wing |first2=R. F. |date=November 1982 |title=Observations of the first-overtone silicon monoxide bands in late-type stars. |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1982-11-01_262_1/page/n204 |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=262 |pages=201–212 |bibcode=1982ApJ...262..201R |doi=10.1086/160411 |issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

<ref name="shenoy">{{Cite journal |last1=Shenoy |first1=Dinesh |last2=Humphreys |first2=Roberta M. |last3=Jones |first3=Terry J. |last4=Marengo |first4=Massimo |last5=Gehrz |first5=Robert D. |last6=Helton |first6=L. Andrew |last7=Hoffmann |first7=William F. |last8=Skemer |first8=Andrew J. |last9=Hinz |first9=Philip M. |date=March 2016 |title=Searching for Cool Dust in the Mid-to-far Infrared: The Mass-loss Histories of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ρ Cas |journal=The Astronomical Journal |volume=151 |issue=3 |pages=51 |arxiv=1512.01529 |bibcode=2016AJ....151...51S |doi=10.3847/0004-6256/151/3/51 |s2cid=119281306 |issn=0004-6256 |doi-access=free}}</ref>

<ref name="sylvester">{{Cite journal |last1=Sylvester |first1=R. J. |last2=Skinner |first2=C. J. |last3=Barlow |first3=M. J. |date=December 1998 |title=Silicate and hydrocarbon emission from Galactic M supergiants |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=301 |issue=4 |pages=1083–1094 |bibcode=1998MNRAS.301.1083S |doi=10.1046/j.1365-8711.1998.02078.x |doi-access=free |issn=0035-8711|url=https://discovery.ucl.ac.uk/id/eprint/10096081/}}</ref>

<ref name="x0Uvs">{{cite journal|bibcode=2007AN....328..889K|title=Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ˜55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations|journal=Astronomische Nachrichten|volume=328|issue=9|pages=889|last1=Kharchenko|first1=N. V.|last2=Scholz|first2=R.-D.|last3=Piskunov|first3=A. E.|last4=Röser|first4=S.|last5=Schilbach|first5=E.|year=2007|doi=10.1002/asna.200710776|arxiv = 0705.0878 |s2cid=119323941}}</ref>

<ref name="bailer-jones2018">{{cite journal |bibcode=2018AJ....156...58B |title=Estimating Distance from Parallaxes. IV. Distances to 1.33 Billion Stars in Gaia Data Release 2 |last1=Bailer-Jones |first1=C. A. L. |last2=Rybizki |first2=J. |last3=Fouesneau |first3=M. |last4=Mantelet |first4=G. |last5=Andrae |first5=R. |journal=The Astronomical Journal |year=2018 |volume=156 |issue=2 |pages=58 |doi=10.3847/1538-3881/aacb21 |arxiv=1804.10121 |s2cid=119289017 |doi-access=free}}</ref>

<ref name="bailer-jones2021">{{cite journal |bibcode=2021AJ....161..147B |title=Estimating Distances from Parallaxes. V. Geometric and Photogeometric Distances to 1.47 Billion Stars in Gaia Early Data Release 3 |last1=Bailer-Jones |first1=C. A. L. |last2=Rybizki |first2=J. |last3=Fouesneau |first3=M. |last4=Demleitner |first4=M. |last5=Andrae |first5=R. |journal=The Astronomical Journal |year=2021 |volume=161 |issue=3 |page=147 |doi=10.3847/1538-3881/abd806 |arxiv=2012.05220 |s2cid=228063812 |doi-access=free}}</ref>

<ref name="sh2-132">{{cite journal| bibcode=2010MNRAS.407..133S | title=Star clusters in the Sh2-132 complex: Clues about the connection between embedded and open clusters | last1=Saurin | first1=T. A. | last2=Bica | first2=E. | last3=Bonatto | first3=C. | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=2010 | volume=407 | issue=1 | page=133 | doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16929.x | doi-access=free | arxiv=1006.0246 | s2cid=53966692}}</ref>
}}

{{Ѕвезди во Кефеј}}

[[Категорија:Хиперџинови од типот M]]
[[Категорија:Полуправилни променливи ѕвезди]]
[[Категорија:HIP-објекти]]
[[Категорија:Тела од Бонскиот преглед]]
[[Категорија:HD-објекти]]
[[Категорија:Кефеј (соѕвездие)]]
[[Категорија:Променливи ѕвезди со ознаки]]