Променлива ѕвезда од типот на RS Ловечки Кучиња
Променлива ѕвезда од типот на RS Ловечки Кучиња — вид променлива ѕвезда. Се состои од блиска ѕвездена двојка[1] со активни хромосфери кои можат да предизвикаат големи дамки. Од овие дамки произлегува промена на нивната видлива сјајност. Некои промени може да се разликуваат во размер на години зависно од големината на дамките, а се јавуваат и повремени промени кои се, општо земено, блиску до изворниот период на двојниот систем. Некои системи имаат промени во сјајноста бидејќи се затемнувачки двојки. Сјајноста обично се колеба за 0,2 величини. Наречени се по ѕвездата RS Ловечки Кучиња (RS CVn).
Руско-американскиот астроном Ото Струве (1946) прв ги забележал овие ѕвезди како група, но првиот кој ги опишал нивните особености како услови за членство е Џ.П. Оливер (1974). Дефиницијата во тековна употреба денес ја дал Д.С. Хол во 1976 г.[2][1]
Системите RS CVn се делат на пет подгрупи:
- Правилни системи. Орбиталните периоди се помеѓу 1 и 14 дена. Поврелата составница е од спектрален тип F или G, а сјајносната класа е V или IV. Силните Ca II H- и K-зрачења се забележуваат вон затемнувањето.
- Краткопериодични системи. Составниците се одвоени, а орбиталните периоди се помали од 1 ден. Поврелата составница е од спектрален тип F или G, а сјајносната класа е V или IV. Ca II H- K-зрачењето е прикажано кај една или двете составници.
- Долгопериодични системи. Орбиталните периоди се поголеми од 14 дена.
Една од двете составници е од спектрален тип од G до K и сјајносна класа од II до IV. Силното Ca II H и K-зрачење се гледа вон затемнувањето.
- Болскотни ѕвездени системи. Во овој случај, поврелата составница е од спектрален тип dKe или dMe, каде зрачењето се однесува на силно Ca II H или K.
- Системи од типот на V471 Бик. Поврелата составница е бело џуџе. Постудената, со спектрална класа од G до K, оддава силно зрачење од типот Ca II H о K.
Светлинските криви на системите од типот на RS CVn покажуваат необична полупериодична структура вон затемнувањето. Оваа структура се нарекува бран на искривување на светлинската крива. Итон и Хол (1979) одредиле дека најпростиот механизам за создавање на бранот се „ѕвездени дамки“, кои, како сончевите, се големи студени активни подрачја на фотосферата. Вакви точки оттогаш се забележани посредно[3] кај многу системи.
Хромосферната активност ја бележи присуството на одавни јадра во резонантните линии Ca II H и K. Балмеровото оддавање, или Hα, исто така се поврзува со активна хромосфера. Рендгенското зраечење е белег на активни коронски подрачја, а ултравиолетовото зрачење и блесоците се, како кај Сонцето, активни и преминувачки ѕвездени подрачја. Овие подрачја на Сонцето се поврзани со силни магнетнио полиња, околу кои се зајакнува активноста на сончевите дамки.
Некои ѕвезди од типот на RS CVn се познати по зрачењето на рендгенски и радиозраци. Радиозрачењето е од нетоплинско потекло (жиросинхротроно) и претставува едно од малкуте непосредни показатели за магнетни полиња. Рендгенската сјајност е во износ од Lx >> 1024 вати. Ова зрачење, како кај Сонцето, се смета дека е предизвикана од врела корона со T ~ 107 K.
Друга група на RS CVn-ѕвезди оддава инфрацрвен вишок, забележан од вселенскиот телескоп „Спицер“[4]
Белешки уреди
- ↑ 1,0 1,1 Berdyugina 2.4 RS CVn stars
- ↑ Hall, Douglas S. (1976). „The RS CVN Binaries and Binaries with Similar Properties“. International Astronomical Union Colloquium. 29: 287–348. doi:10.1017/S0252921100062011.
- ↑ Cameron Eclipse movies showing spots in XY Ursae Majoris binary
- ↑ Matranga, M., Drake, J.J., Kashyap, V.L., Marengo, M., & Kuchner, M.J. 2010, Astrophysical Journal
Наводи уреди
- Cameron, Andrew Collier. „Mapping starspots and magnetic fields on cool stars“. University of St Andrews. Посетено на 28 август 2008. (explains how Doppler imaging works)
- Berdyugina, Svetlana V. (2005). „Starspots: A Key to the Stellar Dynamo“. Living Reviews in Solar Physics. Institute of Astronomy ETHZ, Max Planck Society]]. 2 (8): 8. Bibcode:2005LRSP....2....8B. doi:10.12942/lrsp-2005-8. Посетено на 28 август 2008.
Литература уреди
- Eaton, J.A. and Hall,D.S. 1979, Astrophys. Jour., 227, 907.
- Hall, D.S. 1976, in IAU Colloquium No. 29, "Multiple Periodic Variable Stars" (D. Reidel: Boston), p. 278-348.
- Oliver, J.P. 1974, Ph.D. Dissertation, University of California at Los Angeles.
- Samus N.N., Durlevich O.V., et al. Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.)
- Struve, O. 1946, Ann. d'Astrophys, 9, 1.