astro.wikisort.org - Звезда
Переменные типа RS Гончих Псов (RS Canum Venaticorum, RS CVn) — эруптивные переменные звёзды. К этому типу относятся тесные двойные системы с эмиссией Н и К Ca II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей квазипериодическую переменность их блеска с периодом, близким к периоду обращения, и переменной амплитудой, обычно достигающей 0.2m.
Первым, кто выделил эти переменные в отдельный класс, был Отто Струве в 1946 году. В 1974 американский астроном Оливер (Oliver D.S.) определил набор визуальных характеристик переменные типа RS Гончих Псов и 1976 американский астроном Халл (Hall), основываясь на них разделил эти системы на пять групп).[1]:
- I. Периодические системы. Период обращения от 1 до 14 дней. Более горячий компонент спектрального класса F или G и класс светимости V или IV. Чётко выражены спектральные линий Ca II Н и К, в то время когда компоненты не затмевают друг друга.
- II. Короткопериодические системы. Период обращения менее 1 дня. Более горячий компонент спектрального класса F или G и класс светимости V или IV. Спектральные линии Ca II Н и К присутствует в спектре одного или обоих компонентов.
- III. Долгопериодические системы. Период обращения более 14 дней. Один из компонентов спектрального класса G или K и класс светимости II, III или IV. Чётко выражены спектральные линий Ca II Н и К, в то время когда компоненты не затмевают друг друга.
- IV. Вспыхивающие звёзды. Более горячий компонент спектрального класса dKe или dMe, в его спектре чётко выражены спектральные линий Ca II Н и К,
- V. Системы типа Т Тельца. Более горячий компонент — белый карлик. Более холодный компонент принадлежит к спектральному классу G или K, в его спектре чётко выражены спектральные линий Ca II Н и К,
Кривая блеска переменные типа RS Гончих Псов демонстрирует квазипериодическую структуру. На кривой присутствуют плато. В 1979 году американские астрономы Итон (Eaton) и Халл (Hall) предложили простейший механизм образования плато — «звёздные пятна», то есть холодные крупные области на поверхности звезды по аналогии с солнечными пятнами. Подобные пятна в настоящее время обнаружены косвенными методами у многих звёзд[2].
Хромосферная активность выявляется по присутствию спектральных линий Ca II Н и К, а также по серии Балмера или Hα. По аналогии с Солнцем можно предположить, что эта активность связана с мощными магнитными полями и пятнами на поверхности звезды.
Некоторые переменные типа RS Гончих Псов являются источниками рентгеновского и радиоизлучения. Радиоизлучение не связано с температурой поверхности и может служить указателем на мощные магнитные поля. Рентгеновское излучение Lx >> 1024 ватт. Такое мощное излучение, по аналогии с Солнцем, может быть интерпретировано как свидетельство весьма горячей короны: T ~ 107 K.
Примечания
- Berdyugina 2.4 RS CVn stars Архивная копия от 12 февраля 2012 на Wayback Machine
- Анимация Архивная копия от 11 февраля 2012 на Wayback Machine показывает пятна на XY Большой Медведицы и V361 Лиры
 | В статье не хватает ссылок на источники (см. также рекомендации по поиску). |
| Эруптивные | |
|---|---|
| Пульсирующие | |
| Вращающиеся | |
| Катаклизмические | |
| Затменно-двойные системы | |
| Списки | |
Категория:Переменные звёзды | |
На других языках
[de] RS-Canum-Venaticorum-Stern
RS-Canum-Venaticorum-Sterne sind eine Klasse von getrennten Doppelsternen, bestehend aus massereicheren primären Riesen oder Unterriesen mit einem Spektraltyp G bis K und einem Begleiter, der ein Unterriese oder Hauptreihenstern vom Spektraltyp G bis M ist. RS-CVn-Sterne zeigen außerhalb eines möglichen Bedeckungslichtwechsels eine Modulation der Lichtkurve mit einer Amplitude von bis 0,6 mag in V, die als eine Rotation von Sternflecken auf der Oberfläche der Sterne interpretiert wird. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße Korona im Bereich der Röntgenstrahlung sowie die Beobachtungen von Flares[1].[en] RS Canum Venaticorum variable
An RS Canum Venaticorum variable is a type of variable star. The variable type consists of close binary stars[1] having active chromospheres which can cause large stellar spots. These spots are believed to cause variations in their observed luminosity. Systems can exhibit variations on timescales of years due to variation in the spot surface coverage fraction, as well as periodic variations which are, in general, close to the orbital period of the binary system. Some systems exhibit variations in luminosity due to their being eclipsing binaries. Typical brightness fluctuation is around 0.2 magnitudes. They take their name from the star RS Canum Venaticorum (abbreviated RS CVn).[es] Estrella variable RS Canum Venaticorum
Las estrellas variables RS Canum Venaticorum o estrellas RS CVn son un tipo de variables eruptivas compuestas por un estrella binaria cuyas componentes, de tipo espectral F, G o K, tienen intensa actividad cromosférica. Ambas estrellas están muy próximas, con un período orbital típico de unos pocos días a 20 días. Las variaciones de brillo suelen ser del orden de 0,2 magnitudes y son debidas a manchas estelares análogas a las del Sol, pero de dimensiones descomunales, ya que oscurecen un porcentaje importante de la estrella. Estas manchas o regiones de menor temperatura giran con un período similar al período orbital del sistema binario. Sobrepuesto a este período corto existen períodos más largos de actividad cromosférica, similares al ciclo solar, que pueden durar de 1 a 4 años. Estas estrellas también son importantes radiofuentes y emisoras de rayos X.- [ru] Переменная типа RS Гончих Псов
Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.org внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.
WikiSort.org - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии