Переменная RS «Охотничьи собаки»

Переменная RS Canum Venaticorum — это тип переменной звезды . Тип переменной состоит из тесных двойных звезд. наличие активных хромосфер , которые могут образовывать большие звездные пятна. Считается, что эти пятна вызывают изменения в их наблюдаемой светимости . Системы могут демонстрировать изменения во временных масштабах в годы из-за изменения доли покрытия поверхности пятнами, а также периодические изменения, которые, как правило, близки к орбитальному периоду двойной системы. Некоторые системы демонстрируют изменения в светимости из-за того, что они являются затменно-двойными системами . Типичное колебание яркости составляет около 0,2 звездной величины . Свое название они получили от звезды RS Canum Venaticorum (сокращенно RS CVn).

Отто Струве (1946) первым обратил внимание на эту группу, но именно Оливер (1974) был первым, кто формально предложил набор наблюдательных характеристик для определения критериев RS CVn. Рабочее определение, используемое сегодня, было предложено Холлом (1976).

Системы RS CVn разделены на пять отдельных подгрупп:

• Регулярные системы. Орбитальные периоды составляют от 1 до 14 дней. Более горячий компонент имеет спектральный класс F или G и класс светимости V или IV. За пределами затмения видна сильная эмиссия Ca II H и K.
• Короткопериодические системы. Компоненты разделены, а орбитальный период составляет менее 1 дня. Более горячий компонент имеет спектральный класс F или G и класс светимости V или IV. Эмиссия Ca II H и K проявляется в одном или обоих компонентах.
• Системы с длительным периодом. Орбитальный период превышает 14 дней. Каждый компонент имеет спектральный класс от G до K и класс светимости от II до IV. За пределами затмения видна сильная эмиссия Ca II H и K.

• Вспыхивающие звездные системы. В этом случае более горячий компонент имеет спектральный класс dKe или dMe, где излучение относится к сильным Ca II H и K.
• Системы типа В471 Тау. Самый горячий компонент — белый карлик . Более холодный компонент, спектральный класс от G до K, демонстрирует сильное излучение Ca II H и K.

визуальных полос Кривые блеска RS Canum Venaticorum, адаптированные из Rodonò et al. (1995)

Кривые блеска систем типа RS CVn вне затмения демонстрируют своеобразную полупериодическую структуру. Эту структуру назвали волной 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 фотосферы. С тех пор такие пятна наблюдались косвенно. во многих системах.

О хромосферной активности свидетельствует наличие эмиссионных ядер в резонансных линиях Ca II H и K. Бальмеровское излучение, или Ha, также связано с активными хромосферами. Рентгеновское излучение известно как индикатор активных корональных областей, а ультрафиолетовое (УФ) излучение и вспышки, по аналогии с Солнцем, 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 магнитоактивных областей.

Некоторые звезды типа RS CVn являются известными рентгеновскими и радиоизлучателями. Радиоизлучение имеет нетепловое происхождение (гиросинхротрон) и является одним из немногих прямых индикаторов магнитных полей. Рентгеновские светимости порядка L _x >> 10. ²⁴ ватт. По аналогии с Солнцем это излучение было интерпретировано как вызванное горячим T ~ 10 ⁷ К, корона.

Известно, что другая подгруппа RS CVns имеет избыточное инфракрасное излучение, наблюдаемое космическим телескопом Спитцер.

Ссылки

• Кэмерон, Эндрю Кольер. «Картирование звездных пятен и магнитных полей на холодных звездах» . Университет Сент-Эндрюс . Проверено 28 августа 2008 г. (объясняет, как работает допплеровская визуализация)
• Бердюгина, Светлана В. (2005). «Звездные пятна: ключ к звездному динамо» . Живые обзоры по солнечной физике . 2 (8). Институт астрономии ETHZ, Общество Макса Планка : 8. Бибкод : 2005LRSP....2....8B . дои : 10.12942/lrsp-2005-8 . Проверено 28 августа 2008 г.

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, DS 1976, на коллоквиуме МАС № 29, «Множественные периодические переменные звезды» (Д. Рейдель: Бостон), с. 278-348.
• Оливер, JP (1974). Исследование затменных двойных звезд, демонстрирующих эмиссию кальция II . Бибкод : 1974PhDT.........1O .
• Samus’, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (January 2017). "General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1". Astronomy Reports . 61 (1): 80–88. Bibcode : 2017ARep...61...80S . doi : 10.1134/S1063772917010085 . eISSN  1562-6881 . ISSN  1063-7729 . S2CID  125853869 .
• Струве, Отто (1946). «Линии излучения Ca II в затменно-двойных системах». Анналы астрофизики . 9 : 1. Бибкод : 1946АнАп....9....1С . ISSN   0365-0499 .