RS Canum Venaticorum переменная - RS Canum Venaticorum variable

An RS Canum Venaticorum переменная это тип переменная звезда. Тип переменной состоит из близких двойные звезды[1] имея активный хромосферы что может вызвать большие звездные пятна. Считается, что эти пятна вызывают изменения в наблюдаемых яркость. Системы могут демонстрировать вариации во временном масштабе в годы из-за вариаций доли покрытия поверхности пятна, а также периодические вариации, которые в целом близки к орбитальному периоду двойной системы. Некоторые системы демонстрируют различия в яркости из-за того, что они затмевающие двоичные файлы. Типичное колебание яркости составляет около 0,2 величины. Они получили свое имя от звезды RS Canum Venaticorum (сокращенно RS CVn).

Отто Струве (1946) первым привлек внимание к 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).[2][1]

Системы RS CVn делятся на пять отдельных подгрупп:

  • Обычные системы. Орбитальный период составляет от 1 до 14 дней. Более горячий компонент - это спектральный класс F или G и класс 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 длительного периода. 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 - это белый Гном. Более холодный компонент, спектральный класс от G до K, показывает 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 наблюдались косвенно.[3] 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, 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. Рентгеновские светимости порядка LИкс >> 1024 Вт. Это излучение было интерпретировано, по аналогии с Солнцем, как вызванное горячим, T ~ 107 К, корона.

Известно, что другая подгруппа RS CVns имеет избыток инфракрасного излучения излучение, увиденное Космический телескоп Спитцера [4]

Примечания

  1. ^ а б Бердюгина 2,4 звезды RS CVn
  2. ^ Холл, Дуглас С. (1976). "Двоичные файлы RS CVN и двоичные файлы с аналогичными свойствами". Коллоквиум Международного астрономического союза. 29: 287–348. Дои:10.1017 / S0252921100062011.
  3. ^ Кэмерон Фильмы о затмении показаны пятна в двоичной системе XY Ursae Majoris
  4. ^ Матранга, М., Дрейк, Дж. Дж., Кашьяп, В. Л., Маренго, М., и Кучнер, М. Дж. 2010, Астрофизический журнал

Рекомендации

дальнейшее чтение

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