RS Canum Venaticorum переменная - RS Canum Venaticorum variable

Переменная RS Гончих Venaticorum является тип переменной звезды . Переменный тип состоит из тесных 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 вариации светимости из-за того, что они являются затменными двойными системами . 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 эту группу, 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. Орбитальные периоды составляют 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 H и K Ca II.
  • Короткопериодные 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 долгим периодом. Орбитальные периоды более 14 суток.

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 классу dKe или dMe, где излучение 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 получила название волны искажения кривой блеска. Итон и Холл (1979) определили, что простейшим механизмом 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.

Об активности хромосферы свидетельствует наличие 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, 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 источники рентгеновского излучения и радиоизлучения. Радиоизлучение имеет нетепловое происхождение (гиросинхротрон) и является одним из немногих прямых индикаторов магнитных полей. Рентгеновская светимость порядка L x >> 10 24 Вт. По аналогии с Солнцем, это излучение было интерпретировано как вызванное горячей короной с температурой T ~ 10 7 К.

Другая подгруппа RS CVns, как известно, имеет избыточное инфракрасное излучение, которое было обнаружено космическим телескопом Спитцера.

Примечания

использованная литература

дальнейшее чтение

  • Итон, Дж. А. и Холл, Д. С. 1979, Astrophys. Жур., 227, 907.
  • Холл, Д.С. 1976, в Коллоквиуме МАС № 29, "Множественные периодические переменные звезды" (Д. Рейдель: Бостон), стр. 278-348.
  • Оливер, JP 1974, доктор философии. Диссертация, Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе.
  • Самусь Н.Н., Дурлевич О.В. и др. Сводный общий каталог переменных звезд (GCVS4.2, 2004 г.)
  • Струве, О. 1946, Ann. д'Астрофис, 9, 1.