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 ロマーノの星の位置（中央下、円で囲んだ部分） | |
| 観測データ エポックJ2000.0 春分J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | 三角形 |
| 赤経 | 01時間35分09.712秒[1] |
| 偏角 | +30° 41′ 56.55″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 16.5–18.8 [2] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | WR [2] |
| スペクトル型 | WN8h–WN11h [2] |
| B−V色指数 | −0.1 [2] |
| 変数型 | LBV [2] |
| 天体測量 | |
| 距離 | 847,000 [2] 個 |
| 絶対等級 (M V ) | −7.4（変動）[3] |
| 詳細 | |
| 最小 | |
| 半径 | 23–27 [4] R ☉ |
| 明るさ | 310,000～370,000 [4] L ☉ |
| 温度 | 27,000～33,000 [4] K |
| 最大 | |
| 半径 | 61 [2] R ☉ |
| 明るさ | 105万[2 ] L☉ |
| 温度 | 23,500 [2] K |
| 年 | 4 [2] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
ロマーノ星 / r oʊ ˈ m ɑː n oʊ z / ( GR 290 ) は、さんかく座のメシエ 33銀河に位置する、明るい青色の変光星 です。
発見
ジュリアーノ・ロマーノ（名前の由来）によって発見された[5]ロマーノの星は、さんかく座銀河の11個の新しい変光星の1つとして初めて報告されました。これらはGR 282からGR 292まで番号が付けられました。GR 290はハッブル・サンデージ変光星として説明され、現在ではより一般的には明るい青色変光星（LBV）として知られています。それは写真等級16.5から17.8まで変化すると説明されました。他の10個の星は私たちの銀河系では比較的一般的な星ですが、非常に明るいGR 290はM33銀河のメンバーであり、ロマーノの星と呼ばれるようになりました。[6]
この新しい珍しいタイプの変光星の詳細な追跡調査により、この変光星はM33の中心から17分の距離にあり、銀河の外側の渦巻き腕の1つに近いことがわかった。1960年から1977年の間に撮影された写真乾板では、この星は16.5等級から17.8等級の間で不規則に変化し、1960年から1961年および1974年以降は静止期にあることが確認されている。[7]
2003年の最小輝度付近での分光研究により、ロマーノの星のLBV性質が確認され、スペクトル型はOf/WNであることが示された。[3]銀河系外変光星カタログではM33 V532として記載されている。[8]
変動性
歴史的記録の分析によると、ロマーノの星は1900年から1960年から2010年の間に5回の爆発が起こるまで静穏だった可能性が高い。明るさは最大時でも一定ではなく、数か月のタイムスケールで変動する。5回の爆発のうち3回目が最も明るく、16.5等級に達した。[2] 2014年の最小輝度は18.7等級以下で、これまで記録された中で最も暗く、星は2016年まで暗いままだった。[4] [9]爆発のシーケンスはこれで完了したと示唆されている。[2]
スペクトラム
GR 290 のスペクトルには、水素と原子ヘリウムの顕著な輝線が見られるほか、イオン化した窒素の輝線と弱いイオン化したヘリウムの輝線の幅広い複合体も見られる。また、星間物質に起因する微弱な吸収線や、禁制輝線もいくつかある。C iii は検出可能だが、窒素の輝線よりはるかに弱い。[ 3]ロマーノの星のスペクトル型は、窒素系列のウォルフ・ライエ星のスペクトル型だが、水素も含まれる。明るさの変化に合わせて、最小輝度の WN8h-9h から最大輝度の WN10h-11h まで位相が変化する。スペクトル型は変化するが、B-V および U-B 色指数で測定すると、星の色はほぼ一定のままである。[2]
プロパティ
ロマーノの星の有効温度は約最小輝度で約33,000K 最大輝度で23,500 Kです。半径も最小の約 22.5 R ☉から最大で 61 R ☉まで変化するため、視覚的に最も明るいとき、星ははるかに大きく、より低温になります。これらの爆発中の LBV の典型的な動作は、ボロメータ光度がほぼ一定のままになることですが、ロマーノの星は、光度が大幅に変化することが示されているいくつかの星の 1 つです。光度は、最小の約 500,000 L ☉から、最大で100 万 L ☉以上に増加します。[2]
ロマーノの星は、起源質量が40M☉以上あり 、25,000～50,000年ごとに1M☉の割合で質量を失っていると 推定されています。質量損失は、星が最も大きく明るいときに最も大きくなります。[2]
進化
ロマーノの星はウォルフ・ライエスペクトルを持っているが、古典的な水素のないウォルフ・ライエ星ではない。表面ではヘリウムより約70%多い水素を示している。年齢はわずか400万年と推定されており、水素の外層をまだすべて失ってはいない。大質量星の進化をモデル化すると、ロマーノの星は60M☉の 星として始まり、主系列を離れた後、比較的短いLBV段階を経験し、現在はより一般的なウォルフ・ライエ星になる前に最後の水素を失っていることが示唆されている。[2]
参考文献
- ^ ab 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 オンライン データ カタログ: 2MASS 全天点光源カタログ (Cutri+ 2003)」。CDS /ADC 電子カタログ コレクション。2246 : II/246。書誌コード:2003yCat.2246....0C。
- ^ abcdefghijklmnopq ポルカロ、バーモント州;マリエバ、O.ネスキ、R.カラブレシ、M.チーフフィ、A.ガレティ、S.グアランディ、R.ヘイバー、R.ミルズ、OF、ウィスコンシン州オズボーン。パスクアリ、A.ロッシ、C.ヴァシリエワ、T.ヴィオッティ、RF (2016)。 「GR 290 (ロマーノの星) II. 光の歴史と進化の現状」。天文ジャーナル。151 (6): 149.arXiv : 1603.07284。書誌コード:2016AJ....151..149P。土井：10.3847/0004-6256/151/6/149。S2CID 118409541。
- ^ abc ポルカロ、VF;グアランディ、R.ノーチ、L.ロッシ、C.ヴィオッティ、RF (2003)。 「M 33 のロマーノの星 (GR 290) の LBV の性質」。天文学と天体物理学。411 (2): 193。書誌コード:2003A&A...411..193P。土井: 10.1051/0004-6361:20031149。
- ^ abcd マリエヴァ、オルガ; Koenigsberger, グロリア;エゴロフ、オレグ。ロッシ、コリンヌ。ヴィトー・フランチェスコ・ポルカロ。カラブレージ、マッシモ。ヴィオッティ、ロベルト F (2018)。 「M 33 変光星 GR 290 (WR/LBV) の風と星雲」。天文学と天体物理学。617 : A51. arXiv : 1804.10940。ビブコード:2018A&A...617A..51M。土井：10.1051/0004-6361/201732540。S2CID 59355784。
- ^ Maryeva, Olga; Viotti, Roberto F.; Koenigsberger, Gloria; Calabresi, Massimo; Rossi, Corinne; Gualandi, Roberto (2019年9月18日). 「歴史は続く: ロマーノの星の1世紀にわたる研究」. Galaxies . 7 (3): 79. arXiv : 1909.08765 . Bibcode :2019Galax...7...79M. doi : 10.3390/galaxies7030079 . ProQuest 2548450055.
- ^ Romano, G. (1978). 「三角座の新しい変光星」.変光星情報速報. 1433 : 1.書誌コード:1978IBVS.1433....1R.
- ^ Romano, G. (1978). 「M33 の新しい変光星」.天文学と天体物理学. 67 : 291.書誌コード:1978A&A....67..291R.
- ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). 「VizieR オンラインデータカタログ: 変光星の総合カタログ (Samus+ 2007-2013)」。VizieR オンラインデータカタログ: B/GCVS。初版: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode :2009yCat....102025S。
- ^ カラブレージ、マッシモ;ロッシ、コリンヌ。グアランディ、ロベルト。ガレティ、シルビア。ポルカロ、ヴィトー・フランチェスコ。ヴィオッティ、ロベルト。アルバネシ、ラニエロ。アンゼッリーニ、ファビオ。ヘイバー、ロベルト。カポネット、パオロ。ゴレッリ、ロベルト (2014)。 「M33のロマーノスターの新ディープミニマム」。天文学者の電報。5846 : 1. Bibcode :2014ATel.5846....1C。