RS Canum Venaticorum

RS Canum Venaticorum

Wizualne krzywe blasku pasma dla RS Canum Venaticorum, zaadaptowane z Rodonò i in. (1995)
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0
Konstelacja	Canes Venatici
Rektascensja	13 godz. 10 m 36,908 sek
Deklinacja	+35° 56′ 05,58″
Pozorna wielkość (V)	7,93 do 9,14 (drugorzędne: 8,19)
Charakterystyka
_
Etap ewolucyjny	Sekwencja główna
Typ widmowy	F6IV lub F5V
Indeks koloru B-V	0,46
B
Etap ewolucyjny	podolbrzym
Typ widmowy	G8IV lub K2IV
Indeks koloru B-V	0,91
Typ zmiennej	Algol i RS CVn
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	−13,62 ± 0,44 km/s
Ruch własny (μ)	RA: -49,898 mas / rok Grudzień: +20,754 mas / rok
Paralaksa (π)	7,3486 ± 0,0225 mas
Dystans	444 ± 1 ly (136,1 ± 0,4 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	2,95
Orbita
Okres (P)	4,797695 d
Ekscentryczność (e)	0.00
Nachylenie (i)	85,55°
Epoka periastronu (T)	2.448.379.1993 HJD
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna)	90,2 ± 0,1 km/s
Półamplituda (K 2 ) (wtórna)	84,3 km/s
Szczegóły
_
Masa	1,44 mln ☉
Promień	2,1 R ☉
Temperatura	6800 tys
Obrót	8.542 ur
Prędkość obrotowa ( v sin i )	11 ± 2 km/s
Wiek	2,5 roku
B
Masa	1,31 mln ☉
Promień	4,3 R ☉
Temperatura	4580 tys
Prędkość obrotowa ( v sin i )	42 ± 3 km/s
Inne oznaczenia
RS CVn , BD -36°2344 , GJ 9430, HD 114519, HIP 64293, SAO 63382, WDS J13106+3556
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

RS Canum Venaticorum to podwójny układ gwiazd w północnej konstelacji Canes Venatici . Służy jako prototyp do klasy zmiennych RS Canum Venaticorum . Szczytowa pozorna wielkość wizualna tego układu jest poniżej poziomu potrzebnego do obserwacji gołym okiem. Znajduje się w odległości około 443 lat świetlnych od Słońca na podstawie paralaksy , ale zbliża się z prędkością radialną netto -14 km / s. Olin J. Eggen (1991) włączył ten system jako członka supergromady IC 2391 , ale później został wykluczony.

Zmienność

Zmienna natura RS Canum Venaticorum została odkryta przez rosyjskiego astronoma Lidiya Tseraskaya w 1914 roku. Jest to oderwany układ podwójny na bliskiej, kołowej orbicie z okresem 4,8 dnia. Płaszczyzna orbity jest nachylona pod kątem 85,55° do linii wzroku z Ziemi, co powoduje, że jest ona postrzegana z Ziemi jako układ podwójny zaćmieniowy . Niektóre zmiany jasności są spowodowane dużymi plamami na powierzchni gwiazdy. Podobne gwiazdy zmienne są znane jako zmienne RS Canum Venaticorum.

Niektóre zmienne RS Canum Venaticorum, w tym ta gwiazda, również podlegają zaćmieniom. Podstawowe minimum zaćmienia zmniejsza wizualną jasność układu o 1,21 wielkości, podczas gdy drugie minimum zmniejsza ją o 0,26 wielkości. Dokładne wielkości różnią się nieco ze względu na nieodłączną zmienność części wtórnej. Ogólny Katalog Gwiazd Zmiennych wymienia 8,19 magnitudo dla minimum wtórnego i 9,14 dla minimum pierwotnego.

składniki

Głównym składnikiem jest stosunkowo nieaktywna gwiazda ciągu głównego typu F z klasyfikacją gwiazd F5V. Ma promień 2,1 razy większy od Słońca , a przewidywana prędkość obrotowa wynosi około 11 km/s. To tempo jest wolniejsze niż oczekiwano, gdyby rotacja gwiazdy była zsynchronizowana z jej okresem orbitalnym. Jego wiek szacuje się na 2,5 miliarda lat.

Składnik wtórny to magnetycznie aktywny podolbrzym typu K z klasą K2 IV. Ma 4,3-krotność promienia Słońca i stosunkowo dużą prędkość obrotową z przewidywaną prędkością obrotową 42 km / s. Ten szybki obrót był prawdopodobnie napędzany interakcją z pierwiastkiem pierwotnym i generuje powierzchniową aktywność magnetyczną, która sprawia, że ​​gwiazda jest zmienna. Podobnie jak Słońce, podlega rotacji różnicowej.

Plamy gwiezdne o niższej temperaturze pokrywają znaczną część powierzchni elementu wtórnego, powodując zmiany światła, gdy gwiazda się obraca. Znajdują się one na kilku aktywnych szerokościach geograficznych gwiazdy poniżej 70° i wydają się migrować z prędkością 0,1° dziennie. Całkowita liczba plam zmienia się pod względem intensywności z cyklem 19,7 ± 1,9 lat , w zakresie od 17% do 37% pokrycia powierzchni. Jasność również zmienia się nieznacznie (0,01) ze względu na bliskość i odbicie od gwiazdy głównej. Emisja promieniowania rentgenowskiego została wykryta z tej gwiazdy o jasności 2,14 × 10 ³¹ erg s ^-1 . Wykryto go również w radiowym .

Dalsza lektura

• Rodono, M.; i in. (maj 2001), „O wyznaczaniu parametrów krzywej blasku odłączonych aktywnych układów podwójnych. I. Prototyp RS Canum Venaticorum”, Astronomy and Astrophysics , 371 : 174–185, Bibcode : 2001A&A...371..174R , doi : 10.1051/0004-6361:20010324
• Heckert, Paweł A.; Ordway, James I. (maj 1995), „Long Term SPOT Activity on Eclipsing RS CVn Stars: RS CVn, SS Boo i MM HER”, Astronomical Journal , 109 : 2169, Bibcode : 1995AJ....109.2169H , doi : 10.1086/117442
• Hall, DS (1994), „Aktywne dynamo gwiazdy RS Cvn, BY Dra, FK Com, Algol, W UMa i T Tau.”, Memorie della Societa Astronomica Italiana , 65 : 73–82, Bibcode : 1994MmSAI..65. ..73H
• Reglero, V.; Gimenez, A.; Estela, A. (maj 1990), "The active eclipsing binary binary RS Canum Venaticorum", Astronomy and Astrophysics , 231 : 375–382, Bibcode : 1990A&A...231..375R
•   Srivastava, JB; Kandpal, CD (styczeń 1990), „Obserwacje UBV RS canum venaticorum”, Astrophysics and Space Science , 163 (2): 217–222, Bibcode : 1990 Ap&SS.163..217S , doi : 10.1007/BF00655742 , S2CID 120290630
•   Gimenez, A.; i in. (lipiec 1990), „Rozkład strumienia kontinuum od ultrafioletu do bliskiej podczerwieni w aktywnym układzie binarnym RS canum venaticorum”, Astrophysics and Space Science , 169 (1–2): 233–236, Bibcode : 1990Ap&SS.169..233G , doi : 10.1007/BF00640721 , S2CID 120407496
• Drake, Stephen A.; i in. (grudzień 1989), „A Survey of the Radio Continuum Emission of RS Canum Venaticorum and related Active Binary Systems”, Astrophysical Journal Supplement , 71 : 905, Bibcode : 1989ApJS...71..905D , doi : 10.1086/191402
•   Srivastava, RK (październik 1987), „Obserwacje fotoelektryczne i minimum fali Rs-Canum”, Astrophysics and Space Science , 137 (1): 63–72, Bibcode : 1987 Ap&SS.137...63S , doi : 10.1007/BF00641619 , S2CID 120691917
• Kang, YW; Wilson, RE (czerwiec 1984), "Starspot Cycle of RS CVn", Biuletyn Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego , 16 : 726, Bibcode : 1984BAAS...16..726K
• Evren, S.; i in. (styczeń 1980), „New Light Curves of RS CVn”, Biuletyn informacyjny o gwiazdach zmiennych , 1732 : 1, Bibcode : 1980IBVS.1732....1E
• Eaton, JA; i in. (listopad 1980), „A Sudden Acceleration in the Migration Rate of RS CVn”, Information Bulletin on Variable Stars , 1862 : 1, Bibcode : 1980IBVS.1862....1E
• Naftilan SA; Drake, SA (październik 1980), „The spectrum of RS CVn.”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 92 : 675–681, Bibcode : 1980PASP...92..675N , doi : 10.1086/130728
• Pfeiffer RJ ( sierpień 1979 ) _ _ _ _ _ _
• Romby, CG; Fix, JD ( wrzesień 1977 ) , „ Spektrofotometria RS Canum Venaticorum, AR Lacertae i UX Arietis ” .
• Romby, CG; Fix, JD (1976), „spektrofotometryczne badanie fali RS CVn.”, Acta Astronautica , 26 : 301–304, Bibcode : 1976AcA….26..301R
• Oliver, JP (październik 1975), "Comments on the tilted ring model for the eclipsing binary RS CVn", Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 87 : 695–697, Bibcode : 1975PASP...87..695O , doi : 10.1086/129829
• Catalano S.; Rodonò, M. (sierpień 1974), „On the Orbital Period and Light Curve Variations of the Binary System RS Canum Venaticorum”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 86 (512): 390, Bibcode : 1974 PASP… 86 ..390C , doi : 10.1086/129620
• Arnold, CN; Hall, DS (październik 1973), „O zmianach okresu w RS CVn i SS Cam”, Biuletyn informacyjny o gwiazdach zmiennych , 843 : 1, Bibcode : 1973IBVS..843....1A
•   Hall, Douglas S. (kwiecień 1972), „AT Tauri-Like Star in the Eclipsing Binary RS Canum Venaticorum”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 84 (498): 323, Bibcode : 1972PASP… 84 .. 323H , doi : 10.1086/129291 , S2CID 123585929
• Nelson, Burt; Duckworth, Edwin (październik 1968), „Wariacje krzywych blasku RS Canum Venticorum i SV Camelopardalis”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 80 (476): 562, Bibcode : 1968PASP...80..562N , doi : 10.1086/128686
• Popper, Daniel M. (styczeń 1961), "Rediscussion of Eclipsing Binaries. V. RS Canum Venaticorum", Astrophysical Journal , 133 : 148, Bibcode : 1961ApJ...133..148P , doi : 10.1086/147011
• Plavec, M.; Smetanová, M. (1959), "Okresowe zmiany układu podwójnego zaćmienia RS Canum Venaticorum", Biuletyn Instytutu Astronomicznego Czechosłowacji , 10 : 192, Bibcode : 1959BAICz..10..192P
• Keller, G.; Limber, DN (maj 1951), "A Photoelectric Study of the Eclipsing Stars RS Canum Venaticorum and YY Sagittarii", Astrophysical Journal , 113 : 637, Bibcode : 1951ApJ...113..637K , doi : 10.1086/145433
• Joy, AH (lipiec 1930), „Orbita spektrograficzna RS Canum Venaticorum”, Astrophysical Journal , 72 : 41–45, Bibcode : 1930ApJ....72...41J , doi : 10.1086/143258
• Schilt, J. (marzec 1927), „Krótkookresowa gwiazda zmienna RV Canum Venaticorum”, Astrophysical Journal , 65 : 124–129, Bibcode : 1927ApJ....65..124S , doi : 10.1086/143030
• Joy, AH (sierpień 1922), "Obserwacje spektroskopowe RS Canum Venaticorum", Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 34 (200): 221, Bibcode : 1922PASP...34..221J , doi : 10.1086/123207
• Sitterly, BW (styczeń 1921), „Tymczasowe elementy systemu zaćmienia RS Canum Venaticorum”, Astrophysical Journal , 53 : 99–104, Bibcode : 1921ApJ....53...99S , doi : 10.1086/142586