Переменная RS Canum Venaticorum

An Переменная RS Canum Venaticorum - это тип переменной звезды. Тип переменной состоит из близких двойных звезд, имеющих активные хромосферы, которые могут вызывать большие звездные пятна. Считается, что эти пятна вызывают изменения в наблюдаемой ими светимости. Системы могут демонстрировать колебания в масштабе лет из-за изменения доли покрытия поверхности пятна, а также периодические изменения, которые в целом близки к орбитальному периоду двойной системы. Некоторые системы демонстрируют различия в яркости из-за того, что они затменные двойные системы. Типичное колебание яркости составляет около 0,2 звездной величины. Они получили свое название от звезды (сокращенно RS CVn).

Отто Струве (1946) первым привлек внимание к этой группе, но именно Оливер (1974) был первым, кто официально предложил набор характеристик наблюдений для определения критериев RS CVn. Рабочее определение в том виде, в котором оно используется сегодня, было определено Холлом (1976).

Системы RS CVn делятся на пять отдельных подгрупп:

• Обычные системы. Орбитальный период составляет от 1 до 14 дней. Более горячий компонент относится к спектральному классу F или G и классу светимости V или IV. За пределами затмения наблюдается сильная эмиссия Ca II H и K.
• Короткопериодические системы. Компоненты отсоединены, период обращения составляет менее 1 дня. Более горячий компонент относится к спектральному классу F или G и классу светимости V или IV. Эмиссия Ca II H и K отображается в одном или обоих компонентах.
• Системы с длинным периодом. Орбитальные периоды превышают 14 дней.

Любой компонент относится к спектральному классу от G до K и классу светимости от II до IV. За пределами затмения наблюдается сильная эмиссия H и K Ca II.

• Вспышки звездных систем. В этом случае более горячий компонент относится к спектральному типу dKe или dMe, где излучение относится к сильным системам типа Ca II H и K.
• V471 Tau. Более горячий компонент - это белый карлик. Более холодный компонент, спектральный класс от G до K, демонстрирует сильное излучение Ca II H и K.

Кривые блеска систем типа RS CVn показывают своеобразную полупериодическую структуру вне затмения. Эта структура получила название волны искажения кривой блеска. Итон и Холл (1979) определили, что простейшим механизмом для создания волны искажения являются «звездные пятна», которые, по аналогии с солнечными пятнами, представляют собой большие холодные активные области на фотосфере. Такие пятна с тех пор косвенно наблюдались во многих системах.

Хромосферная активность сигнализируется наличием ядер излучения в резонансных линиях Ca II H и K. Бальмеровская эмиссия, или Hα, также связана с активными хромосферами. Рентгеновское излучение известно как индикатор для активных корональных областей, а ультрафиолетовое (УФ) излучение и вспышка, по аналогии с Солнцем, как известно, связаны с активными и переходными областями звезд. Эти области на Солнце связаны с интенсивными магнитными полями, а активность солнечных пятен усиливается внутри и вокруг этих магнитно-активных областей.

Некоторые звезды типа RS CVn известны как рентгеновские и радиоизлучатели. Радиоизлучение имеет нетепловое происхождение (гиросинхротрон) и является одним из немногих прямых индикаторов магнитных полей. Рентгеновская светимость составляет порядка L 37 x 9>>10 Вт. Это излучение было интерпретировано по аналогии с Солнцем как вызванное горячей короной с температурой T ~ 10 К.

Другая подгруппа RS CVns, как известно, имеет избыточное инфракрасное излучение, наблюдаемое с помощью космического телескопа Спитцера