RS Canum Venaticorum variable

RS Canum Venaticorum 変光星は、変光星の一種です。このタイプの変光星は、活発な彩層を持ち、大きな恒星黒点を生じる近接連星^{[ 1 ]}で構成されています。これらの黒点は、観測される光度の変動を引き起こすと考えられています。これらの系は、黒点の表面被覆率の変動により数年の時間スケールで変動を示すことがあり、また、一般的には連星系の軌道周期に近い周期的な変動も示します。一部の系は、食連星であるため光度の変動を示します。典型的な明るさの変動は約 0.2等級です。これらの星は、 RS Canum Venaticorum (略称 RS CVn)という星にちなんで名付けられました。近くの例としては、わずか 28 光年離れたχ ¹ Orionisがあります。

オットー・ストルーヴェ（1946）が最初にこのグループに注目したが、RS CVn基準を定義する一連の観察特性を正式に提案したのはオリバー（1974）が最初だった。今日使用されている作業定義は、ホール（1976）によって定められたものである。^{[ 2 ] [ 1 ]}

RS CVnシステムは、以下の5つのサブグループに分けられます。

• 規則的な恒星系。公転周期は1日から14日。高温側の恒星はスペクトル型がFまたはG、光度階級がVまたはIVである。食の外側では、Ca II H線とK線の強い輝線が観測される。
• 短周期系。構成要素は分離しており、軌道周期は1日未満である。高温側の構成要素はスペクトル型がFまたはG、光度階級がVまたはIVである。Ca II HおよびK輝線は、一方または両方の構成要素で観測される。
• 長周期系。公転周期は14日以上。いずれの構成要素もスペクトル型はG～K、光度階級はII～IV。食の外側では強いCa II HおよびK輝線が観測される。

• フレア星系。この場合、より高温の成分はスペクトル型dKeまたはdMeであり、放射は強いCa II HおよびKを指します。
• V471タウ型星系。高温側の成分は白色矮星である。低温側の成分はスペクトル型G～Kで、Ca II H線とK線の強い輝線を示す。

RS CVn型星系の光度曲線は、食の外側で特異な半周期構造を示します。この構造は、光度曲線の歪み波と呼ばれています。イートンとホール（1979）は、歪み波を生成する最も単純なメカニズムは「星黒点」であると結論付けました。星黒点は、太陽黒点と同様に、光球上の大きくて低温の活動領域です。このような黒点は、その後、多くの星系で間接的に観測されています^{[ 4 ]}。

彩層活動は、Ca II H線およびK線の共鳴線に発光コアが存在することで示されます。バルマー線（Hα線）も、活動的な彩層と関連付けられています。X線放射は、活動的なコロナ領域のトレーサーとして知られており、紫外線（UV）放射とフレアは、太陽の類似性から、恒星の活動領域および遷移領域と関連付けられています。太陽のこれらの領域は強い磁場と関連しており、これらの磁気的に活発な領域内およびその周辺では、黒点活動が活発化します。

RS CVn型星の中には、X線や電波を放射することが知られているものがある。電波放射は非熱的起源（ジャイロシンクロトロン放射）であり、磁場を直接示す数少ない指標の一つである。X線光度はL _x >> 10 ^{24ワット程度である。この放射は、太陽との類推から、T ~ 10 7} Kの高温コロナによって引き起こされると解釈されている。

RS CVnsの別のサブグループは、スピッツァー宇宙望遠鏡によって観測された赤外線過剰放射を持つことが知られています^{[ 5 ]。}

• OGLE変光星光度曲線アトラス - RS Canum Venaticorum 変光星