Gwiazdy typu RS Canum Venaticorum


Gwiazdy typu RS Canum Venaticorum w encyklopedii

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania

Gwiazdy typu RS Canum Venaticorumgwiazdy 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:

Bibliografia | edytuj kod

  • S.K.S.K. Pandey S.K.S.K., New BVR photometry of six prominent RS Canum Venaticorum binaries, „Astronomy and Astrophysics Supplement Series”, 2, 138, 1999, s. 203-211, DOI10.1051/aas:1999272 .
  • A.A. Frasca A.A. i inni, Spots, plages, and flares on λ Andromedae and II Pegasi, „Astronomy & Astrophysics”, 479 (2), 2008, s. 557-565, DOI10.1051/0004-6361:20077915, arXiv:0711.3322 .
Na podstawie artykułu: "Gwiazdy typu RS Canum Venaticorum" pochodzącego z Wikipedii
OryginałEdytujHistoria i autorzy