Зоря Романо (GR 290) — яскрава блакитна змінна зоря, розташована в галактиці Мессьє 33 у сузір'ї Трикутника.

Відкриття Зорю Романо відкрив Джуліано Романо, на честь якого її й названо. Він уперше повідомив про неї як про одну з одинадцяти нових змінних зір у галактиці Трикутника. Ці зорі отримали позначення від GR 282 до GR 292. GR 290 була описана як змінна Габбла — Сендиджа, нині цей тип більше відомий як яскраві блакитні змінні. Її фотографічна зоряна величина змінювалася від 16,5 до 17,8. Інші десять зір були відносно звичайними зорями нашої Галактики, тоді як надзвичайно яскрава GR 290 належала галактиці M33.

Детальне подальше дослідження цього рідкісного типу змінних показало, що зоря розташована за 17' від центру M33, на околиці галактики поблизу одного зі спіральних рукавів. На фотографічних пластинках, отриманих між 1960 і 1977 роками, видно, що зоря нерегулярно змінювала блиск у межах фотографічних величин від 16,5 до 17,8, із періодами спокою в 1960—1961 роках і починаючи з 1974 року.

Спектроскопічне дослідження поблизу мінімуму блиску у 2003 році підтвердило належність зорі Романо до класу яскравих блакитних змінних і показало, що її спектральний тип відповідає Of/WN. У каталозі позагалактичних змінних зір вона наведена як M33 V532.

Змінність

Аналіз історичних спостережень показує, що зоря Романо, ймовірно, перебувала у спокійному стані з 1900 року до початку п'яти спалахів, які сталися між 1960 і 2010 роками. Під час максимумів блиск не залишався сталим, а змінювався на часових масштабах у кілька місяців. Третій із п'яти спалахів був найяскравішим і досяг зоряної величини 16,5. Мінімальний блиск у 2014 році став найтьмянішим за всю історію спостережень — нижче 18,7 зоряної величини, і зоря залишалася тьмяною до 2016 року. Було висловлено припущення, що ця послідовність спалахів уже завершилася.

Спектр У спектрі GR 290 спостерігаються виразні емісійні лінії водню та нейтрального гелію, а також широкий комплекс емісійних ліній іонізованого азоту й слабкі емісійні лінії іонізованого гелію. Крім того, наявні слабкі лінії поглинання, пов'язані з міжзоряною речовиною, а також деякі заборонені емісійні лінії. Також виявлені лінії C III, але значно слабші за азотні. Спектральний тип зорі Романо відповідає зорі Вольфа — Рає азотної послідовності, але зі збереженим воднем. Він змінюється синхронно зі змінами блиску — від WN8h–9h у мінімумі до WN10h–11h у максимумі. Попри зміни спектрального типу, колір зорі залишається приблизно сталим, що підтверджують показники кольору B–V та U–B.

Властивості Ефективна температура зорі Романо змінюється приблизно від у мінімумі блиску до у максимумі. Радіус також змінюється — від приблизно у мінімумі до у максимумі, тому під час найбільшого видимого блиску зоря стає значно більшою та холоднішою. Для яскравих блакитних змінних під час таких спалахів типовою є майже стала болометрична світність, однак зоря Романо належить до небагатьох об'єктів, у яких виявлено істотні зміни світності. Її світність зростає приблизно від у мінімумі до понад у максимумі.

Початкова маса зорі Романо, за оцінками, перевищувала , а нині вона втрачає масу зі швидкістю близько за кожні 25 000—50 000 років. Найінтенсивніша втрата маси відбувається тоді, коли зоря є найбільшою та найяскравішою.

Еволюція Хоча зоря Романо має спектр зорі Вольфа — Рає, вона не є класичною безводневою зорею цього типу. На її поверхні досі міститься приблизно на 70 % більше водню, ніж гелію. Вважають, що її вік становить лише близько чотирьох мільйонів років, і вона ще не втратила всю свою зовнішню водневу оболонку. Моделювання еволюції масивних зір показує, що зоря Романо починала свій шлях як зоря масою близько , після сходження з головної послідовності пройшла відносно коротку стадію яскравої блакитної змінної і тепер втрачає залишки водню перед перетворенням на більш типову зорю Вольфа — Рає.

Примітки