Звезда Романо ({fy[;g Jkbguk)

Звезда Романо
Звезда
Звезда Романо отмечена кружком.
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Тип	Звезда Вольфа — Райе
Прямое восхождение	01ч 35м 9,71с
Склонение	+30° 41′ 56,55″
Расстояние	847 000 пк
Видимая звёздная величина (V)	16,5 − 18,8
Созвездие	Треугольник
Астрометрия
Собственное движение
• прямое восхождение	0,027 ± 0,961 mas/год
• склонение	−0,899 ± 0,543 mas/год
Абсолютная звёздная величина (V)	−7,4
Спектральные характеристики
Спектральный класс	WN8h − WN11h
Показатель цвета
• B−V	−0,1
Переменность	ЯГП
Физические характеристики
Масса	26 M⊙
Радиус	22,5 − 61 R⊙
Возраст	4 млн  лет
Температура	23 500 − 33 000 K
Светимость	530 000 − 1 050 000 L⊙
Часть от	галактика Треугольника
Коды в каталогах
GR 290, 2MASS J01350971+3041565, M33 V532
Информация в базах данных
SIMBAD	NAME Romano Star
Информация в Викиданных ?

Звезда Романо (GR 290, англ. Romano's star) — яркая голубая переменная звезда в галактике Треугольника (M33) в созвездии Треугольника.

Открытие

Звезда Романо впервые была отмечена как одна из одиннадцати новых переменных звёзд в Галактике Треугольника. Звёзды получили обозначения от GR 282 до GR 292. GR 290 была отнесена к переменным звёздам Хаббла-Сэндиджа, более известным как яркие голубые переменные. Видимая звёздная величина меняется от 16,5 до 17,8. Остальные десять звёзд оказались довольно обычными звёздами в нашей галактике, но яркая звезда GR 290 принадлежит галактике M 33; её называют звездой Романо.

Более подробное исследование подобного нового вида переменных звёзд показало, что GR 290 располагается в 17' от центра галактики M 33, на периферии галактики вблизи одного из спиральных рукавов. На фотопластинках, полученных в период с 1960 по 1977 год звезда показывает нерегулярные изменения звёздной величины от 16,5 до 17,8.

Спектроскопическое исследование вблизи минимума яркости в 2003 году подтвердило, что звезда является яркой голубой переменной, принадлежащей к звёздам Вольфа — Райе. В каталоге внегалактических переменных звёзд звезда Романо имеет обозначение M33 V532.

Переменность

Анализ старых данных показал, что звезда Романо была спокойной с 1900 года до начала пяти вспышек, произошедших между 1960 и 2010 годом. Блеск звезды в период максимума показывал изменения на временах порядка месяца. Третья из пяти вспышек была наиболее сильной, блеск достиг 16,5. Минимум блеска достигался в 2014 году, видимая звёздная величина достигла 18,7, звезда оставалась слабой до 2015 года.

Спектр

В спектре звезды наблюдаются сильные эмиссионные линии водорода и атомарного гелия, ионизованного азота и слабые линии ионизованного гелия. Присутствуют слабые линии поглощения, связанные с наличием межзвёздного вещества, и ряд запрещённых линий. Линии Ciii наблюдаются, но они слабее линий азота. Спектральный класс меняется по мере изменения видимой звёздной величины, от WN8h-9h в минимуме блеска до WN10h-11h в максимуме. Цвета U-B и B-V звезды остаются почти постоянными.

Свойства

Эффективная температура звезды Романо меняется от 33 000 K в минимуме блеска до 23 000 K в максимуме блеска. Радиус также меняется от 22,5 R$_{\odot }$ в минимуме блеска до 61 R$_{\odot }$ в максимуме блеска. Таким образом, в моменты наибольшей светимости звезда является более крупной и холодной. У ярких голубых переменных болометрическая светимость обычно сохраняется постоянной в течение вспышек, но звезда Романо демонстрирует сильное изменение светимости. Светимость возрастает от 500 000 L$_{\odot }$ в минимуме до миллиона L$_{\odot }$ в максимуме.

Масса звезды оценивается в 26 M$_{\odot }$, темп потери массы равен 1 M$_{\odot }$ за 25-50 тысяч лет. Темп потери массы достигает наибольшего значения, когда звезда является наиболее яркой.

Эволюция

Хотя звезда Романо обладает спектром звезды Вольфа-Райе, она не является классической звездой Вольфа-Райе, не содержащей водорода. На поверхности звезды содержится на 70 % больше водорода, чем гелия. Возраст звезды оценивается в 4 миллиона лет, звезда еще сохранила остатки водородной оболочки. Моделирование эволюции массивных звёзд показало, что звезда Романо имела начальную массу около 60 M$_{\odot }$, пережила краткую стадию эволюции в виде яркой голубой переменной после ухода с главной последовательности, в настоящее время теряет часть водорода, после чего превратится в более распространённый вид звёзд Вольфа-Райе.