Una variable RS Canum Venaticorum es un tipo de estrella variable . El tipo variable consiste en estrellas binarias cercanas [1] que tienen cromosferas activas que pueden causar grandes manchas estelares. Se cree que estas manchas causan variaciones en su luminosidad observada . Los sistemas pueden exhibir variaciones en escalas de tiempo de años debido a la variación en la fracción de cobertura de la superficie de la mancha, así como variaciones periódicas que son, en general, cercanas al período orbital del sistema binario. Algunos sistemas exhiben variaciones en la luminosidad debido a que son binarias eclipsantes . La fluctuación típica del brillo es de alrededor de 0,2 magnitudes . Toman su nombre de la estrella RS Canum Venaticorum (abreviada RS CVn).
Otto Struve (1946) fue el primero en llamar la atención sobre el grupo, pero fue Oliver (1974) el primero en proponer formalmente un conjunto de características observacionales para definir los criterios de CVn de la RS. La definición de trabajo, tal como se utiliza hoy en día, fue la establecida por Hall (1976). [2] [1]
Los sistemas RS CVn se dividen en cinco subgrupos separados:
Sistemas regulares. Los períodos orbitales oscilan entre 1 y 14 días. El componente más caliente es de tipo espectral F o G y de clase de luminosidad V o IV. Fuera del eclipse se observan fuertes emisiones de Ca II H y K.
Sistemas de período corto. Los componentes están separados y los períodos orbitales son inferiores a un día. El componente más caliente es de tipo espectral F o G y de clase de luminosidad V o IV. La emisión de Ca II H y K se presenta en uno o ambos componentes.
Sistemas de período largo. Los períodos orbitales son mayores de 14 días. Cualquier componente es de tipo espectral G a K y de clase de luminosidad II a IV. Se observa una fuerte emisión de Ca II H y K fuera del eclipse.
Sistemas estelares en llamaradas. En este caso, el componente más caliente es del tipo espectral dKe o dMe, donde la emisión se refiere a Ca II H y K fuertes.
Sistemas tipo Tau V471. El componente más caliente es una enana blanca . El componente más frío, de clase espectral G a K, muestra una fuerte emisión de Ca II H y K.
Las curvas de luz de los sistemas de tipo RS CVn muestran una estructura semiperiódica peculiar fuera del eclipse. Esta estructura se ha denominado onda de distorsión en la curva de luz. Eaton y Hall (1979) determinaron que el mecanismo más simple para la creación de la onda de distorsión eran las "manchas estelares", que, en analogía con las manchas solares, son regiones activas grandes y frías en la fotosfera. Desde entonces, dichas manchas se han observado indirectamente [4] en muchos sistemas.
La actividad cromosférica se manifiesta por la presencia de núcleos de emisión en las líneas de resonancia Ca II H y K. La emisión de Balmer, o Hα, también está asociada con cromosferas activas. La emisión de rayos X se conoce como un indicador de regiones coronales activas, y la emisión ultravioleta (UV) y las llamaradas se asocian, por analogía solar, con regiones estelares activas y de transición. Estas áreas del Sol están asociadas con campos magnéticos intensos, y la actividad de manchas solares se ve potenciada en estas regiones magnéticamente activas y alrededor de ellas.
Algunas estrellas del tipo RS CVn son conocidas por emitir rayos X y radio. La emisión de radio es de origen no térmico (giroscopio) y es uno de los pocos indicadores directos de los campos magnéticos. Las luminosidades de rayos X son del orden de L x >> 10 24 vatios. Esta emisión se ha interpretado, en analogía solar, como causada por una corona caliente, T ~ 10 7 K.
^ Hall, Douglas S. (1976). "Las binarias RS CVN y las binarias con propiedades similares". Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . 29 : 287–348. doi : 10.1017/S0252921100062011 .
^ Rodonò, M.; Lanza, AF; Catalano, S. (septiembre de 1995). "Evolución de las manchas estelares, ciclo de actividad y variación del período orbital del prototipo de sistema binario activo RS Canum Venaticorum". Astronomía y Astrofísica . 301 : 75–88. Bibcode :1995A&A...301...75R . Consultado el 19 de diciembre de 2021 .
^ Películas de Eclipse de Cameron que muestran manchas en el sistema binario XY Ursae Majoris
^ Matranga, M., Drake, JJ, Kashyap, VL, Marengo, M. y Kuchner, MJ 2010, Revista astrofísica
Referencias
Cameron, Andrew Collier. "Mapeo de manchas estelares y campos magnéticos en estrellas frías". Universidad de St Andrews . Consultado el 28 de agosto de 2008 .(explica cómo funciona la imagen Doppler)
Berdyugina, Svetlana V. (2005). "Manchas estelares: una clave para el dinamo estelar". Living Reviews in Solar Physics . 2 (8). Instituto de Astronomía ETHZ, Sociedad Max Planck : 8. Bibcode :2005LRSP....2....8B. doi : 10.12942/lrsp-2005-8 . Consultado el 28 de agosto de 2008 .
Lectura adicional
Eaton, JA; Hall, DS (febrero de 1979). "Las manchas estelares como causa de las variaciones de luz intrínsecas en las estrellas tipo RS Canum Venaticorum". La revista astrofísica . 227 : 907. Código bibliográfico : 1979ApJ...227..907E. doi : 10.1086/156800 . eISSN 1538-4357. ISSN 0004-637X.
Hall, DS 1976, en el Coloquio IAU No. 29, "Estrellas variables periódicas múltiples" (D. Reidel: Boston), págs. 278-348.
Oliver, JP (1974). Una investigación de estrellas binarias eclipsantes que exhiben emisión de calcio II . Código Bibliográfico :1974PhDT.........1O.
Samus', NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV; Kireeva, NN; Pastukhova, EN (enero de 2017). "Catálogo general de estrellas variables: Versión GCVS 5.1". Informes de astronomía . 61 (1): 80–88. Código Bib : 2017ARep...61...80S. doi :10.1134/S1063772917010085. eISSN 1562-6881. ISSN 1063-7729. S2CID 125853869.
Struve, Otto (1946). "Líneas de emisión de Ca II en binarias eclipsantes". Annales d'Astrophysique . 9 : 1. Código Bib : 1946AnAp....9....1S. ISSN 0365-0499.
Enlaces externos
Atlas OGLE de curvas de luz de estrellas variables - Variables RS Canum Venaticorum
