La estrella de Romano

La Estrella de Romano / r oʊ ˈ m ɑː n oʊ z / ( GR 290 ) es una estrella variable azul luminosa ubicada en la galaxia Messier 33 en la constelación de Triangulum .

Descubierta por Giuliano Romano (de quien recibió su nombre), ^{[ 6 ]} la Estrella de Romano fue reportada inicialmente como una de las once nuevas estrellas variables en la Galaxia del Triángulo. Estas fueron numeradas del GR 282 al GR 292. GR 290 fue descrita como una variable de Hubble-Sandage , más comúnmente conocida ahora como una variable azul luminosa (LBV). Se describió que variaba de magnitud fotográfica 16,5 a 17,8. Las otras diez estrellas eran estrellas relativamente comunes en nuestra propia galaxia, pero la altamente luminosa GR 290 era miembro de la galaxia M33 y llegó a ser llamada Estrella de Romano. ^{[ 7 ]}

Un estudio de seguimiento detallado del nuevo tipo de variable poco común mostró que se encontraba a 17' del centro de M33, en las afueras de la galaxia, cerca de uno de los brazos espirales. En las placas fotográficas tomadas entre 1960 y 1977, se observa que la estrella varía irregularmente entre las magnitudes fotográficas 16,5 y 17,8, con períodos de quiescencia entre 1960 y 1961 y a partir de 1974. ^{[ 8 ]}

Un estudio espectroscópico cerca del brillo mínimo en 2003 confirmó la naturaleza LBV de la Estrella de Romano y mostró que el tipo espectral era Of/WN . ^{[ 4 ]} Está listada en el catálogo de Estrellas Variables Extragalácticas como M33 V532. ^{[ 9 ]}

El análisis de los registros históricos muestra que la Estrella de Romano probablemente estuvo inactiva desde 1900 hasta que ocurrieron cinco erupciones entre 1960 y 2010. El brillo no es constante durante el máximo, sino que muestra variaciones en una escala de tiempo de meses. La tercera de las cinco erupciones fue la más brillante, alcanzando un pico de magnitud 16,5. ^{[ 3 ]} El brillo mínimo en 2014 fue el más débil jamás registrado, por debajo de la magnitud 18,7, y la estrella permaneció débil hasta 2016. ^{[ 5 ] [ 10 ]} Se ha sugerido que la secuencia de erupciones ha concluido. ^{[ 3 ]}

El espectro de GR 290 muestra líneas de emisión prominentes de hidrógeno y helio atómico, junto con un complejo amplio de líneas de emisión de nitrógeno ionizado y una débil emisión de helio ionizado. También hay algunas líneas de absorción débiles atribuidas a material interestelar y algunas líneas de emisión prohibidas. El C iii es detectable, pero mucho más débil que las líneas de nitrógeno. ^{[ 4 ]} El tipo espectral de la Estrella de Romano es el de una estrella Wolf-Rayet en la secuencia de nitrógeno, pero también con hidrógeno. Varía en fase con los cambios de brillo, desde WN8h–9h en el brillo mínimo hasta WN10h–11h en el máximo. Aunque el tipo espectral cambia, el color de la estrella permanece aproximadamente constante, según lo medido por los índices de color B–V y U–B. ^{[ 3 ]}

La temperatura efectiva de la Estrella de Romano cambia de aproximadamente33.000 K  en brillo mínimo a aproximadamente23.500  K en _su brillo máximo. El radio también cambia de aproximadamente 22,5 R☉ en el mínimo a 61 R☉ en _el máximo, de modo que la estrella es mucho más grande y fría cuando es visualmente más brillante. El comportamiento típico de una LBV durante estos estallidos es que la luminosidad bolométrica se mantenga aproximadamente constante, pero la Estrella de Romano es una de varias que han demostrado cambiar significativamente su luminosidad. La luminosidad aumenta de alrededor de 500.000 L☉ en el mínimo a más de _un millón _de L☉ en el máximo. ^{[ 3 ]}    

_{Se estima que la} estrella de Romano tiene una masa progenitora superior a 40 M☉ y que está perdiendo masa a un ritmo de 1 M☉ cada 25 000–50 000 años. La pérdida _de masa es mayor cuando la estrella es más grande y brillante. ^{[ 3 ]}  

Aunque la estrella de Romano tiene un espectro Wolf-Rayet, no es una estrella Wolf-Rayet clásica sin hidrógeno . Todavía muestra aproximadamente un 70 % más de hidrógeno que de helio en su superficie. Se estima que tiene solo cuatro millones de años y aún no ha perdido toda su envoltura exterior de hidrógeno. La modelización de la evolución de las estrellas masivas sugiere que la estrella de Romano comenzó como una estrella _de 60 M☉ , experimentó una etapa LBV relativamente breve después de abandonar la secuencia principal y ahora está perdiendo el último de su hidrógeno antes de convertirse en una estrella Wolf-Rayet más convencional. ^{[ 3 ]}