Proměnná RS Canum Venaticorum - RS Canum Venaticorum variable

Variabilní RS Canum Venaticorum je typ proměnné hvězdy . Typ proměnné se skládá z blízkých dvojhvězd, které mají aktivní chromosféry, které mohou způsobovat velké hvězdné skvrny. Předpokládá se, že tyto skvrny způsobují variace v jejich pozorované svítivosti . Systémy mohou vykazovat variace na časových měřítcích let v důsledku variací ve frakci pokrytí povrchového bodu, stejně jako periodické variace, které jsou obecně blízké orbitální periodě binárního systému. Některé systémy vykazují odchylky svítivosti kvůli tomu, že jsou v zákrytových dvojhvězdách . Typická fluktuace jasu se pohybuje kolem 0,2 velikosti . Jejich jméno je odvozeno od hvězdy RS Canum Venaticorum (zkráceně RS CVn).

Otto Struve (1946) nejprve upozornil na skupinu, ale byl to Oliver (1974), který jako první formálně navrhl soubor pozorovacích charakteristik k definování kritérií RS CVn. Pracovní definice, jak se dnes používá, byla ta, kterou stanovil Hall (1976).

Systémy RS CVn jsou rozděleny do pěti samostatných podskupin:

• Pravidelné systémy. Orbitální období jsou mezi 1 a 14 dny. Žhavější složka je spektrálního typu F nebo G a třídy svítivosti V nebo IV. Silná emise Ca II H a K je vidět mimo zatmění.
• Krátkodobé systémy. Komponenty jsou oddělené a orbitální období jsou kratší než 1 den. Žhavější složka je spektrálního typu F nebo G a třídy svítivosti V nebo IV. Emise Ca II H a K se zobrazuje v jedné nebo obou složkách.
• Dlouhodobé systémy. Oběžná období jsou delší než 14 dní.

Každá složka je spektrálního typu G až K a třídy svítivosti II až IV. Silná emise Ca II H a K je vidět mimo zatmění.

• Systémy světlice hvězdy. V tomto případě je žhavější složkou spektrální typ dKe nebo dMe, kde se emise týká silného Ca II H a K.
• Systémy typu V471 Tau. Žhavější složkou je bílý trpaslík . Chladičová složka, spektrální třída G až K, vykazuje silné emise Ca II H a K.

Světelné křivky systémů typu RS CVn ukazují zvláštní semiperiodickou strukturu mimo zatmění. Tato struktura byla označována jako zkreslovací vlna ve světelné křivce. Eaton a Hall (1979) zjistili, že nejjednodušší mechanismus pro vytvoření vlny zkreslení byly „hvězdné skvrny“, což jsou obdoby slunečních skvrn velké chladné aktivní oblasti fotosféry. Taková místa byla od té doby na mnoha systémech pozorována nepřímo.

Chromosférická aktivita je signalizována přítomností emisních jader v rezonančních liniích Ca II H a K. Balmerova emise neboli Hα je také spojena s aktivními chromosféry. Rentgenová emise je známá jako stopovací látka pro aktivní koronální oblasti a je známo, že emise ultrafialového záření (UV) a rozšiřování jsou analogicky slunečními paprsky spojeny s hvězdnými aktivními a přechodovými oblastmi. Tyto oblasti na Slunci jsou spojeny s intenzivními magnetickými poli a aktivita slunečních skvrn se zvyšuje v těchto magneticky aktivních oblastech a kolem nich.

Některé hvězdy typu RS CVn jsou známé rentgenové a rádiové emitory. Radiová emise je netermálního původu (gyrosynchrotron) a je jedním z mála přímých indikátorů magnetických polí. Rentgenové svítivosti jsou řádově L _x >> 10 ²⁴ wattů. Tato emise byla ve sluneční analogii interpretována jako způsobená horkou koronou T ~ ¹⁰⁷ K.

O jiné podskupině RS CVns je známo, že mají infračervené nadměrné emise, viděné Spitzerovým kosmickým dalekohledem

Poznámky

Reference