Variable RS Canum Venaticorum

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Una RS Canum Venaticorum variable es un tipo de estrella variable . Variables de este tipo son estrellas binarias estrechas, caracterizadas por cromosferas activas y magnetismo intenso, que son la causa de su variación de brillo . El período de variación es, en general, cercano al período del sistema binario. A veces, este tipo de variación se superpone a una variación adicional debido al hecho de que los dos componentes se eclipsan entre sí. La fluctuación típica de brillo es de 0,2 magnitudes .

Fue el astrónomo ruso Otto Struve el primero en llamar la atención sobre estas estrellas en 1946 [1] , pero los criterios formales utilizados hoy que definen a este grupo se basan en el trabajo de Douglas Hall [2] .

Características

En las estrellas variables RS Canum Venaticorum, uno de los dos componentes del sistema binario, el más masivo y evolucionado , generalmente de clase espectral G o K, se caracteriza por un magnetismo similar al del Sol , pero mucho más intenso. Este magnetismo conduce a la aparición de grandes manchas estelares , es decir, áreas de la fotosfera menos calientes que las circundantes. Son similares a las manchas solares , pero mucho más extensas, tanto que pueden cubrir el 50% de la superficie de la estrella. Las manchas son tan grandes que hacen que la estrella disminuya su brillo. La variabilidad está determinada precisamente por la presencia de manchas tales como, al girar, la estrella expone alternativamente al observador el área afectada por las manchas y el área no afectada.

Este tipo de variables tienen, como el Sol, una cromosfera activa, indicada por la presencia de líneas espectrales de calcio una vez ionizadas (líneas Ca II). La línea también está asociada con cromosferas activas. También se sabe que algunas variables de RS Canum Venaticorum emiten rayos X : estas emisiones se han interpretado, en analogía con lo que ocurre en el Sol, como conectadas a coronas muy calientes (unos 10 millones de K ). Además, se supone que las áreas afectadas por la actividad magnética están sujetas a llamaradas de energía, que son fuentes de rayos ultravioleta y rayos X.

La actividad magnética masiva de estas variables debe estar relacionada de alguna manera con las interacciones con la compañera, ya que todas las estrellas de este tipo están en sistemas dobles. Sin embargo, el mecanismo exacto que da lugar a esta actividad aún no está claro. Aunque estos son binarios estrechos, sin embargo, cada uno de sus componentes se encuentra dentro de su lóbulo de Roche y, por lo tanto, los intercambios de materia entre las dos estrellas son insignificantes.

El prototipo de este tipo de variable, RS Canum Venaticorum , consta del componente responsable de las variaciones, una estrella clase K2IV y una compañera clase F5V. Mediciones precisas y prolongadas permitieron identificar en la estrella subgigante un ciclo de actividad magnética similar al del Sol, caracterizado por la aparición de manchas (que cubren del 17% al 37% de la superficie) y por su migración; este ciclo dura unos 20 años, contra el solar que dura unos 11 años [3] .

Nota

  1. O. Struve, Líneas de misión de Ca II en binarios eclipsantes , en Annales d'Astrophysique , vol. 9, 1946, págs. 1-7. Consultado el 21 de abril de 2010 .
  2. ^ En Walter Fitch, Estrellas variables periódicas múltiples , Boston, D. Reidel, 1976, págs. 278-348.
  3. ^ M. Rodono, A. Lanza, S. Catalano, evolución de Starspot, ciclo de actividad y variación del período orbital del prototipo binario activo RS Canum Venaticorum , en Astronomy and Astrophysics , vol. 301, 1995, págs. 75-88. Consultado el 19 de abril de 2010 .

enlaces externos

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