Gwiazdy typu RS Canum Venaticorum
Gwiazdy typu RS Canum Venaticorum – gwiazdy podwójne o silnej aktywności chromosferycznej. Pierwszy badał je Otto Struve (1946), a systematyczny ich opis jako klasy wprowadził J.P. Oliver (1974). Krzywe blasku tych gwiazd poza zaćmieniami wykazują kwazi-okresową zmienność. Zjawisko to jest interpretowane jako występowanie rozległych chłodnych plam (podobnych do plam słonecznych, ale znacznie większych) w fotosferze gwiazdy, których istnienie w połączeniu z rotacją gwiazdy prowadzi do zmian obserwowanej jasności.
Do tej klasy gwiazd należą:
- Lambda Andromedae (jedna z najjaśniejszych gwiazd tego typu)
- Sigma Geminorum
- UX Arietis
- V711 Tauri
Bibliografia
[edytuj | edytuj kod]- S.K. Pandey, New BVR photometry of six prominent RS Canum Venaticorum binaries, „Astronomy and Astrophysics Supplement Series”, 2, 138, 1999, s. 203-211, DOI: 10.1051/aas:1999272.
- A. Frasca i inni, Spots, plages, and flares on λ Andromedae and II Pegasi, „Astronomy & Astrophysics”, 479 (2), 2008, s. 557-565, DOI: 10.1051/0004-6361:20077915, arXiv:0711.3322.