로마노의 별
Romano's Star 로마노 별의 위치(중앙 아래, 동그라미) | |
| 관측 데이터 Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0 | |
|---|---|
| 별자리 | 삼각형 |
| 우측 상승 | 01h 35m 09.712s[1] |
| 탈위임 | +30° 41′ 56.55″[1] |
| 겉보기 크기 (V) | 16.5–18.8[2] |
| 특성. | |
| 진화 단계 | WR[2] |
| 스펙트럼형 | WN8h-WN11h[2] |
| B-V색지수 | −0.1[2] |
| 변수형 | LBV[2] |
| 아스트로메트리 | |
| 거리 | 84만7000pc[2] |
| 절대치수 (MV) | -7.4 (계속)[3] |
| 세부 사항 | |
| 최소 | |
| 반지름 | 23–27[4] R☉ |
| 루미도 | 310,000–370,000[4] L☉ |
| 온도 | 27,000-33,000[4] K |
| 최대 | |
| 반지름 | 61[2] R☉ |
| 루미도 | 105만[2] |
| 온도 | 23,500[2] K |
| 나이 | 4MYR[2] |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | 자료 |
로마노의 별 /roʊmɑnoʊz/ (GR 290)는 삼각형 별자리의 메시에 33 은하에 위치한 야광 청색 변수 별이다.
디스커버리
로마노의 별은 처음에 삼각형 은하에서 11개의 새로운 변수 별 중 하나로 보고되었다.이것들은 GR 282에서 GR 292까지 번호가 매겨졌다.GR 290은 허블-샌더지 변수로 설명되었고, 현재는 야광 청색 변수(LBV)로 더 많이 알려져 있다.사진 규모 16.5부터 17.8까지 다양하다고 설명되었다.나머지 10개의 별은 우리 은하에서 비교적 흔한 별이었지만, 광도가 높은 GR 290은하는 M33 은하의 일원으로 로마노의 별이라고 불리게 되었다.[5]
새로운 희귀한 유형의 변수에 대한 상세한 추적 연구는 그것이 나선팔 중 하나에 가까운 은하 변두리의 M33 중심에서 17'이라는 것을 보여주었다.1960년에서 1977년 사이에 찍은 사진 판에서, 이 별은 사진 크기 16.5와 17.8 사이에서 불규칙하게 변화하는 것으로 보이며, 1960–1961년과 1974년 이후에는 대기 상태가 지속된다.[6]
2003년 최소 밝기에 가까운 분광학적 연구는 로마노 별의 LBV 특성을 확인했고 스펙트럼 유형이 Of/WN임을 보여주었다.[3]그것은 M33 V532로 Extragulatic Variable Stars 카탈로그에 나열되어 있다.[7]
변동성
역사적 기록을 분석한 결과, 로마노의 별은 1900년부터 1960년에서 2010년 사이에 5번의 폭발이 일어날 때까지 정지 상태였을 가능성이 있다.밝기는 최대 시간 동안 일정하지 않지만 월 단위로 변동을 나타낸다.다섯 번의 폭발 중 세 번째 폭발은 진도 16.5를 정점으로 가장 밝았다.[2]2014년의 최소 밝기는 진도 18.7 이하로 기록된 것 중 가장 희미한 것이었고 별은 2016년까지 희미하게 남아 있었다.[4][8]폭발의 순서가 이제 완성되었다는 설이 제기되었다.[2]
스펙트럼
GR 290의 스펙트럼은 수소 및 원자 헬륨의 두드러진 방출선과 함께 광범위한 이온화 질소 방출선 및 약한 이온화 헬륨 방출선을 보여준다.성간 물질에 기인하는 희미한 흡수선과 금지된 방출선도 있다.ciii는 검출이 가능하지만 질소선보다 훨씬 약하다.[3]로마노 별의 스펙트럼 타입은 질소 염기서열에 있는 울프-레이엣 별의 스펙트럼 타입이지만 수소와도 함께 있다.최소 밝기에서는 WN8h–9h에서 최대 밝기에서는 WN10h–11h로 밝기 변화에 따라 상이 달라진다.스펙트럼 유형이 변하더라도 별의 색상은 B-V 및 U-B 색상 지수로 측정했을 때 대략 일정하게 유지된다.[2]
특성.
로마노 별의 유효 온도는 최소 밝기에서 약 33,000 K에서 최대 밝기에서는 약 23,500 K로 변화한다.반경도 약 22.5에서 변화한다.R☉ 최소 61로R☉ 최대치로, 그래서 별은 시각적으로 가장 밝을 때 훨씬 더 크고 시원하다.이러한 폭발 동안 LBV의 일반적인 행동은 대압계 발광도가 거의 일정하게 유지되는 것이지만, 로마노의 별은 발광도를 크게 변화시키는 것으로 보여지는 여러 가지 중 하나이다.약 50만 개에서 광도가 증가한다.L☉ 최소한 100만 이상은.L☉ 최대한도로[2]
로마노의 별은 시조 덩어리가 40이 넘는 것으로 추정된다.M☉ 그리고 1의 비율로 질량을 잃고 있다.M☉ 매 25,000~5만 년마다질량 손실은 항성이 가장 크고 가장 밝을 때 가장 높다.[2]
진화
로마노의 별은 울프-레이엣 스펙트럼을 가지고 있지만, 고전적인 수소 없는 울프-레이엣 별은 아니다.그것은 여전히 표면에서 헬륨보다 70% 더 많은 수소를 보여준다.그것은 400만 년밖에 되지 않은 것으로 추정되며 아직 수소 겉봉투를 모두 잃어버리지 않았다.거대한 별들의 진화를 모델링한 결과 로마노의 별은 60년대부터 시작되었다고 한다.M☉ 스타는 메인 시퀀스를 떠난 후 비교적 짧은 LBV 단계를 경험했고, 이제 더 전통적인 울프-레이트의 별이 되기 전에 마지막 수소를 잃고 있다.[2]
참조
- ^ a b Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2246: II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p Polcaro, V. F.; Maryeva, O.; Nesci, R.; Calabresi, M.; Chieffi, A.; Galleti, S.; Gualandi, R.; Haver, R.; Mills, O. F.; Osborn, W. H.; Pasquali, A.; Rossi, C.; Vasilyeva, T.; Viotti, R. F. (2016). "GR 290 (Romano's Star). II. Light History and Evolutionary State". The Astronomical Journal. 151 (6): 149. arXiv:1603.07284. Bibcode:2016AJ....151..149P. doi:10.3847/0004-6256/151/6/149.
- ^ a b c Polcaro, V. F.; Gualandi, R.; Norci, L.; Rossi, C.; Viotti, R. F. (2003). "The LBV nature of Romano's star (GR 290) in M 33". Astronomy and Astrophysics. 411 (2): 193. Bibcode:2003A&A...411..193P. doi:10.1051/0004-6361:20031149.
- ^ a b c d Maryeva, Olga; Koenigsberger, Gloria; Egorov, Oleg; Rossi, Corinne; Vito Francesco Polcaro; Calabresi, Massimo; Viotti, Roberto F (2018). "Wind and nebula of the M33 variable GR290 (WR/LBV)". arXiv:1804.10940 [astro-ph.SR].
- ^ Romano, G. (1978). "New Variable Stars in Triangulum". Information Bulletin on Variable Stars. 1433: 1. Bibcode:1978IBVS.1433....1R.
- ^ Romano, G. (1978). "A new variable star in M33". Astronomy and Astrophysics. 67: 291. Bibcode:1978A&A....67..291R.
- ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
- ^ Calabresi, Massimo; Rossi, Corinne; Gualandi, Roberto; Galeti, Silvia; Polcaro, Vito Francesco; Viotti, Roberto; Albanesi, Raniero; Anzellini, Fabio; Haver, Roberto; Caponetto, Paolo; Gorelli, Roberto (2014). "New deep minimum of Romano's Star in M33". The Astronomer's Telegram. 5846. Bibcode:2014ATel.5846....1C.
