Переменная типа RS Canum Venaticorum — это тип переменной звезды . Тип переменной состоит из тесных двойных звезд [1], имеющих активные хромосферы , которые могут вызывать большие звездные пятна. Считается, что эти пятна вызывают изменения их наблюдаемой светимости . Системы могут демонстрировать изменения на временных масштабах в годы из-за изменения доли покрытия поверхности пятнами, а также периодические изменения, которые, в общем, близки к орбитальному периоду двойной системы. Некоторые системы демонстрируют изменения светимости из-за того, что они являются затменными двойными . Типичное колебание яркости составляет около 0,2 звездной величины . Они получили свое название от звезды RS Canum Venaticorum (сокращенно RS CVn).
Отто Струве (1946) первым обратил внимание на группу, но именно Оливер (1974) был первым, кто официально предложил набор наблюдаемых характеристик для определения критериев RS CVn. Рабочее определение, как оно используется сегодня, было установлено Холлом (1976). [2] [1]
Системы RS CVn делятся на пять отдельных подгрупп:
Регулярные системы. Орбитальные периоды составляют от 1 до 14 дней. Более горячий компонент имеет спектральный тип F или G и класс светимости V или IV. Сильное излучение Ca II H и K наблюдается вне затмения.
Короткопериодические системы. Компоненты отделены друг от друга, а орбитальные периоды составляют менее 1 дня. Более горячий компонент имеет спектральный тип F или G и класс 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. Каждый компонент имеет спектральный тип от G до K и класс светимости от II до IV. Сильное излучение Ca II H и K наблюдается вне затмения.
Вспыхивающие звездные системы. В этом случае более горячий компонент имеет спектральный тип dKe или dMe, где эмиссия относится к сильным Ca II H и K.
Системы типа V471 Tau. Более горячий компонент — 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 была названа волной искажения в кривой блеска. Итон и Холл (1979) определили, что простейшим механизмом создания волны искажения были «звездные пятна», которые, по аналогии с солнечными пятнами, представляют собой большие, холодные активные области на фотосфере. Такие пятна с тех пор наблюдались косвенно [4] во многих системах.
Хромосферная активность сигнализируется наличием эмиссионных ядер в резонансных линиях H и K Ca II. Бальмеровское излучение, или Hα, также связано с активными хромосферами. Рентгеновское излучение известно как трассер активных корональных областей, а ультрафиолетовое (УФ) излучение и вспышки, по солнечной аналогии, связаны с активными и переходными областями звезд. Эти области на Солнце связаны с интенсивными магнитными полями, и 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. Рентгеновские светимости составляют порядка L x >> 10 24 Вт. Это излучение было интерпретировано, по аналогии с Солнцем, как вызванное горячей, T ~ 10 7 К, короной.
^ Холл, Дуглас С. (1976). «Двойные звезды RS CVN и двойные звезды с похожими свойствами». Коллоквиум Международного астрономического союза . 29 : 287–348. doi : 10.1017/S0252921100062011 .
^ Родоно, М.; Ланца, А.Ф.; Каталано, С. (сентябрь 1995 г.). «Эволюция звездных пятен, цикл активности и изменение орбитального периода прототипа активной двойной звезды RS Canum Venaticorum». Астрономия и астрофизика . 301 : 75–88. Bibcode : 1995A&A...301...75R . Получено 19 декабря 2021 г.
^ Фильмы Кэмерона «Затмение», показывающие пятна в двойной звезде XY Большой Медведицы
^ Матранга, М., Дрейк, Дж. Дж., Кашьяп, В. Л., Маренго, М., и Кучнер, М. Дж. 2010, Астрофизический журнал
Ссылки
Кэмерон, Эндрю Коллиер. «Картографирование звездных пятен и магнитных полей холодных звезд». Университет Сент-Эндрюс . Получено 28.08.2008 .(объясняет, как работает допплеровская визуализация)
Бердюгина, Светлана В. (2005). "Звездные пятна: ключ к звездному динамо". Living Reviews in Solar Physics . 2 (8). Институт астрономии ETHZ, Общество Макса Планка : 8. Bibcode : 2005LRSP....2....8B. doi : 10.12942/lrsp-2005-8 . Получено 28.08.2008 .
Дальнейшее чтение
Итон, Дж.А.; Холл, DS (февраль 1979 г.). «Звездные пятна как причина собственных изменений блеска звезд типа RS Canum Venaticorum». Астрофизический журнал . 227 : 907. Бибкод : 1979ApJ...227..907E. дои : 10.1086/156800 . eISSN 1538-4357. ISSN 0004-637X.
Холл, Д.С. 1976, в сборнике статей Международного астрономического союза № 29, «Множественные периодические переменные звезды» (Д. Рейдель: Бостон), стр. 278-348.
Оливер, Дж. П. (1974). Исследование затменных двойных звезд, демонстрирующих излучение кальция II . Bibcode :1974PhDT.........1O.
