RS Canum Venaticorum variable - RS Canum Venaticorum variable

Une variable RS Canum Venaticorum est un type d' étoile variable . Le type variable se compose d' étoiles binaires proches ayant des chromosphères actives qui peuvent provoquer de grandes taches stellaires. On pense que ces taches provoquent des variations de leur luminosité observée . Les systèmes peuvent présenter des variations sur des échelles de temps en années dues à la variation de la fraction de couverture surfacique, ainsi que des variations périodiques qui sont, en général, proches de la période orbitale du système binaire. Certains systèmes présentent des variations de luminosité en raison de leurs binaires éclipsants . La fluctuation de luminosité typique est d'environ 0,2 magnitude . Ils tirent leur nom de l'étoile RS Canum Venaticorum (en abrégé RS CVn).

Otto Struve (1946) a d'abord attiré l'attention sur le groupe, mais c'est Oliver (1974) qui a été le premier à proposer formellement un ensemble de caractéristiques observationnelles pour définir les critères RS CVn. La définition de travail, telle qu'elle est utilisée aujourd'hui, était celle de Hall (1976).

Les systèmes RS CVn sont divisés en cinq sous-groupes distincts :

• Systèmes réguliers. Les périodes orbitales sont comprises entre 1 et 14 jours. La composante la plus chaude est de type spectral F ou G et de classe de luminosité V ou IV. Une forte émission de Ca II H et K est observée en dehors de l'éclipse.
• Systèmes de courte durée. Les composants sont détachés et les périodes orbitales sont inférieures à 1 jour. La composante la plus chaude est de type spectral F ou G et de classe de luminosité V ou IV. Les émissions Ca II H et K sont affichées dans un ou les deux composants.
• Systèmes de longue durée. Les périodes orbitales sont supérieures à 14 jours.

L'un ou l'autre des composants est de type spectral G à K et de classe de luminosité II à IV. Une forte émission de Ca II H et K est observée en dehors de l'éclipse.

• Systèmes d'étoiles éclairantes. Dans ce cas, la composante la plus chaude est du type spectral dKe ou dMe, où l'émission fait référence à des Ca II H et K forts.
• Systèmes de type V471 Tau. Le composant le plus chaud est une naine blanche . La composante la plus froide, de classe spectrale G à K, affiche une forte émission Ca II H et K.

Les courbes de lumière des systèmes de type RS CVn montrent une structure semi-périodique particulière en dehors de l'éclipse. Cette structure a été appelée onde de distorsion dans la courbe de lumière. Eaton et Hall (1979) ont déterminé que le mécanisme le plus simple pour la création de l'onde de distorsion était les "spots stellaires", qui, par analogie aux taches solaires, sont de grandes régions actives froides sur la photosphère. De telles taches ont depuis été observées indirectement sur de nombreux systèmes.

L'activité chromosphérique est signalée par la présence de noyaux d'émission dans les raies de résonance Ca II H et K. L'émission de Balmer, ou Hα, est également associée aux chromosphères actives. L'émission de rayons X est connue comme un traceur des régions coronales actives, et l'émission et le torchage ultraviolet (UV) sont, par analogie solaire, connus pour être associés aux régions stellaires actives et de transition. Ces zones du Soleil sont associées à des champs magnétiques intenses, et l'activité des taches solaires est renforcée dans et autour de ces régions magnétiquement actives.

Certaines étoiles de type RS CVn sont des émetteurs de rayons X et radio connus. L'émission radio est d'origine non thermique (gyrosynchrotron) et est l'un des rares indicateurs directs des champs magnétiques. Les luminosités des rayons X sont de l'ordre de L _x >> 10 ²⁴ watts. Cette émission a été interprétée, par analogie solaire, comme étant causée par une couronne chaude, T ~ 10 ⁷ K.

Un autre sous-groupe de RS CVns est connu pour avoir un excès d' émission infrarouge , vu par le télescope spatial Spitzer

Remarques

Les références