Estrella binaria en la constelación de Canes Venatici
RS Canum Venaticorum es un sistema estelar binario en la constelación septentrional de Canes Venatici . Sirve como prototipo de la clase de estrellas variables RS Canum Venaticorum . La magnitud visual aparente máxima de este sistema está por debajo del nivel necesario para observarlo a simple vista. Se encuentra a una distancia de aproximadamente 443 años luz del Sol según el paralaje , [2] pero se está acercando con una velocidad radial neta de −14 km/s. [8] Olin J. Eggen (1991) incluyó este sistema como miembro del supercúmulo IC 2391 , [7] pero luego fue excluido. [12]
Variabilidad
La naturaleza variable de RS Canum Venaticorum fue descubierta por la astrónoma rusa Lidiya Tseraskaya en 1914. [13] Se trata de una binaria separada en una órbita circular cerrada con un período de 4,8 días. [10] El plano orbital está inclinado un ángulo de 85,55° con respecto a la línea de visión desde la Tierra, lo que hace que se la vea desde la Tierra como una binaria eclipsante . Algunas de las variaciones de brillo son causadas por grandes manchas en la superficie de la estrella. Las estrellas variables similares se conocen como variables RS Canum Venaticorum. [10]
Algunas estrellas variables RS Canum Venaticorum, incluida esta estrella, también sufren eclipses. El mínimo del eclipse primario disminuye el brillo visual del sistema en 1,21 magnitudes, mientras que el mínimo secundario lo disminuye en 0,26 magnitudes. [3] Las magnitudes exactas varían un poco debido a la variabilidad inherente del secundario. El Catálogo General de Estrellas Variables indica una magnitud de 8,19 para el mínimo secundario y de 9,14 para el mínimo primario. [4]
Componentes
El componente principal es una estrella de secuencia principal de tipo F relativamente inactiva [5] con una clasificación estelar de F5V. Tiene 2,1 veces el radio del Sol y una velocidad de rotación proyectada de unos 11 km/s. Esa velocidad es más lenta de lo esperado si la rotación de la estrella estuviera sincronizada con su período orbital. Tiene una edad estimada de 2500 millones de años. [5]
El componente secundario es una estrella subgigante de tipo K magnéticamente activa con una clase de K2 IV. [5] Tiene 4,3 veces el radio del Sol y una tasa de rotación relativamente alta con una velocidad de rotación proyectada de 42 km/s. [10] Este giro rápido probablemente fue impulsado por la interacción con el primario, y genera la actividad magnética superficial que hace que la estrella sea variable. [14] Al igual que el Sol, está experimentando una rotación diferencial. [10]
Las manchas estelares de menor temperatura cubren una fracción significativa de la superficie de la secundaria, lo que provoca una variación de la luz a medida que la estrella gira. [15] Estas se encuentran en varias latitudes activas en la estrella por debajo de los 70° y parecen migrar a una velocidad de 0,1° por día. [10] La cantidad total de manchas varía en intensidad con un ciclo de19,7 ± 1,9 años , con una cobertura de la superficie que va del 17% al 37%. [1] La luminosidad también varía ligeramente (0,01) debido a la proximidad y la reflexión de la estrella primaria. [5] Se ha detectado emisión de rayos X de esta estrella con una luminosidad de2,14 × 10 31 erg s −1 . [10] También se ha detectado en la banda de radio . [16]
Referencias
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Lectura adicional
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