Variable RS Canum Venaticorum - RS Canum Venaticorum variable

Una variable RS Canum Venaticorum es un tipo de estrella variable . El tipo variable consiste en estrellas binarias cercanas que tienen cromosferas activas que pueden causar grandes manchas estelares. Se cree que estas manchas causan variaciones en su luminosidad observada . Los sistemas pueden presentar variaciones en escalas de tiempo de años debido a la variación en la fracción de cobertura de la superficie del punto, 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 binarios eclipsantes . La fluctuación de brillo típica es de alrededor de 0,2 magnitudes . Toman su nombre de la estrella RS Canum Venaticorum (abreviado RS CVn).

Otto Struve (1946) llamó primero la atención sobre el grupo, pero fue Oliver (1974) quien fue el primero en proponer formalmente un conjunto de características observacionales para definir los criterios RS CVn. La definición de trabajo, tal como se usa hoy, fue la establecida por Hall (1976).

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 del tipo espectral F o G y de clase de luminosidad V o IV. Se observa una fuerte emisión de Ca II H y K fuera del eclipse.
• Sistemas de corta duración. Los componentes están desprendidos y los períodos orbitales son inferiores a 1 día. El componente más caliente es del tipo espectral F o G y de clase de luminosidad V o IV. La emisión de Ca II H y K se muestra en uno o ambos componentes.
• Sistemas de larga duración. Los períodos orbitales son superiores a 14 días.

Cualquiera de los componentes es del 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 de estrellas de 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 V471 Tau. El componente más caliente es una enana blanca . El componente más frío, 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, estos puntos se han observado indirectamente en muchos sistemas.

La actividad cromosférica está indicada por la presencia de núcleos de emisión en las líneas de resonancia Ca II H y K. La emisión de Balmer, o Hα, también se asocia con cromosferas activas. La emisión de rayos X se conoce como un trazador de regiones coronales activas, y se sabe que la emisión ultravioleta (UV) y el destello, por analogía solar, están asociados con regiones estelares activas y de transición. Estas áreas del Sol están asociadas con campos magnéticos intensos, y la actividad de las manchas solares aumenta en y alrededor de estas regiones magnéticamente activas.

Algunas estrellas de tipo RS CVn son emisoras de radio y rayos X conocidas. La emisión de radio es de origen no térmico (girosincrotrón) y es uno de los pocos indicadores directos de campos magnéticos. Las luminosidades de los 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 de T ~ 10 ⁷ K.

Se sabe que otro subgrupo de RS CVns tiene un exceso de emisión infrarroja , visto por el Telescopio Espacial Spitzer.

Notas

Referencias