Proměnná RS Canum Venaticorum - RS Canum Venaticorum variable

An Proměnná RS Canum Venaticorum je typ proměnná hvězda. Typ proměnné se skládá z close dvojhvězdy^[1] mít aktivní chromosféry což může způsobit velké hvězdné skvrny. Předpokládá se, že tyto skvrny způsobují rozdíly v jejich pozorování zářivost. 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 díky své existenci odchylky v jasu zákrytové dvojhvězdy. Typické kolísání jasu je kolem 0,2 veličiny. Berou své jméno 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).^[2][1]

Systémy RS CVn jsou rozděleny do pěti samostatných podskupin:

• Pravidelné systémy. Orbitální období jsou mezi 1 a 14 dny. Žhavější složka je z spektrální typ F nebo G a třída 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 a 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 zkreslující 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. Od té doby byly takové skvrny pozorovány nepřímo^[3] na mnoha systémech.

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 ultrafialová (UV) emise a rozšiřování jsou analogicky sluneční spojovány 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 >> 10²⁴ wattů. Tato emise byla ve sluneční analogii interpretována jako způsobená horkým T ~ 10⁷ K, koróna.

Je známo, že má další podskupinu RS CVns infračervený přebytek emise, kterou vidí Spitzerův kosmický dalekohled ^[4]

Poznámky

Reference

• Cameron, Andrew Collier. „Mapování hvězdných bodů a magnetických polí na chladné hvězdy“. University of St Andrews. Citováno 2008-08-28. (vysvětluje, jak funguje dopplerovské zobrazování)
• Berdyugina, Svetlana V. (2005). „Starspots: A Key to the Stellar Dynamo“. Živé recenze ve sluneční fyzice. Astronomický ústav ETHZ, Společnost Maxe Plancka. 2 (8): 8. Bibcode:2005LRSP .... 2 .... 8B. doi:10.12942 / lrsp-2005-8. Citováno 2008-08-28.

Další čtení

Tento článek obsahuje seznam obecných Reference, ale zůstává z velké části neověřený, protože postrádá dostatečné odpovídající vložené citace. Prosím pomozte zlepšit tento článek představuji přesnější citace. (Dubna 2009) (Zjistěte, jak a kdy odstranit tuto zprávu šablony)

• Eaton, J. A. a Hall, D.S. 1979, Astrophys. Jour., 227, 907.
• Hall, D.S. 1976, v kolokviu IAU č. 29, „Multiple Periodic Variable Stars“ (D. Reidel: Boston), str. 278-348.
• Oliver, J.P. 1974, Ph.D. Dizertační práce, Kalifornská univerzita v Los Angeles.
• Samus N.N., Durlevich O.V. a kol. Kombinovaný obecný katalog proměnných hvězd (GCVS4.2, vydání 2004)
• Struve, O. 1946, Ann. d'Astrophys, 9, 1.