Variabila RS Canum Venaticorum

O variabilă RS Canum Venaticorum este un tip de stea variabilă . Variabilele de acest tip sunt stele binare înguste, caracterizate prin cromosfere active și magnetism intens, care sunt cauza variației lor de luminozitate . Perioada de variație este, în general, apropiată de perioada sistemului binar. Uneori acest tip de variație se suprapune asupra unei alte variații datorită faptului că cele două componente se eclipsează reciproc. Fluctuația tipică a luminozității este de 0,2 magnitudini .

Astronomul rus Otto Struve a fost primul în 1946 care a atras atenția asupra acestor stele ^[1] , dar criteriile formale utilizate astăzi care definesc acest grup se bazează pe lucrarea lui Douglas Hall ^[2] .

Caracteristici

În stelele variabile RS Canum Venaticorum, una dintre cele două componente ale sistemului binar, una mai masivă și mai evoluată , de obicei din clasa spectrală G sau K, se caracterizează printr-un magnetism similar cu cel al Soarelui , dar mult mai intens. Acest magnetism duce la apariția unor pete stelare mari, adică zone ale fotosferei care sunt mai puțin fierbinți decât cele din jur. Acestea sunt similare cu petele solare , dar mult mai extinse, atât de mult încât pot acoperi 50% din suprafața stelei. Petele sunt atât de mari încât determină steaua să scadă în luminozitate. Variabilitatea este determinată tocmai de prezența unor pete precum, prin rotire, steaua expune alternativ observatorului zona afectată de pete și zona neafectată.

Acest tip de variabile au, la fel ca Soarele, o cromosferă activă, indicată de prezența liniilor spectrale de calciu odată ionizate (liniile Ca II). Linia Hα este, de asemenea, asociată cu cromosfere active. Unele variabile RS Canum Venaticorum sunt, de asemenea, cunoscute pentru a emite raze X : aceste emisii au fost, în analogie cu ceea ce se întâmplă în Soare, interpretate ca fiind conectate la coroane foarte fierbinți (aproximativ 10 milioane K ). Mai mult, se presupune că zonele afectate de activitatea magnetică sunt supuse unor erupții de energie, care sunt surse de ultraviolete și raze X.

Activitatea magnetică masivă a acestor variabile trebuie cumva să fie legată de interacțiunile cu însoțitorul, deoarece toate stelele de acest tip se află în sisteme duble. Cu toate acestea, mecanismul exact care dă naștere acestei activități nu este încă clar. Deși acestea sunt binare înguste, totuși fiecare dintre componentele sale se află bine în lobul său Roche și, prin urmare, schimburile de materie dintre cele două stele sunt neglijabile.

Prototipul acestui tip de variabilă, RS Canum Venaticorum , constă din componenta responsabilă pentru variații, o stea de clasă K2IV și un însoțitor de clasă F5V. Măsurătorile precise și prelungite au făcut posibilă identificarea în steaua subgigantă a unui ciclu de activitate magnetică similară cu cea a Soarelui, caracterizat prin apariția unor pete (care acoperă de la 17% la 37% din suprafață) și prin migrarea lor; acest ciclu durează aproximativ 20 de ani, față de cel solar care durează aproximativ 11 ani ^[3] .

Notă

^ O. Struve, Émission lines of Ca II in eclipsing binaries , în Annales d'Astrophysique , vol. 9, 1946, pp. 1-7. Adus pe 21 aprilie 2010 .
^ În Walter Fitch, Stele variabile periodice multiple , Boston, D. Reidel, 1976, pp. 278-348.
^ M. Rodono, A. Lanza, S. Catalano, Evoluția Starspot, ciclul de activitate și variația perioadei orbitale a prototipului binar activ RS Canum Venaticorum , în Astronomy and Astrophysics , vol. 301, 1995, pp. 75-88. Adus pe 19 aprilie 2010 .