RS Canum Venaticorum
| RS Canum Venaticorum A / B | |
|---|---|
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| Classificazione | Subgigante, binaria a eclisse |
| Classe spettrale | F6IV / G8IV |
| Distanza dal Sole | 460 ± 60 anni luce |
| Costellazione | Cani da Caccia |
| Coordinate | |
| Ascensione retta | 13h 10m 36,907s |
| Declinazione | 35° 56′ 05,60″ |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 4 / 1,99 R⊙ |
| Massa | 1,44 / 1,41 M⊙
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| Temperatura superficiale |
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| Luminosità | 9,5 / 6,6
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| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. |
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| Magnitudine app. | 7,93 |
| Magnitudine ass. | 2,76 - 3,97 |
| Parallasse | 6,25 mas |
| Moto proprio | AR: −51,31 mas/anno Dec: 22,76 mas/anno |
| Velocità radiale | −13,62 km/s |
| Nomenclature alternative | |
RS Canum Venaticorum (RS CVn) è una stella variabile nella costellazione dei Cani da caccia.[1] È il prototipo di una classe di variabili con cromosfere attive che portano il suo nome, le variabili RS Canum Venaticorum. Di magnitudine apparente +8,22, RS Canum Venaticorum è situata a 460 anni luce dal sistema solare.
Caratteristiche
[modifica | modifica wikitesto]È una stella binaria composta da una subgigante di tipo spettrale F6IV e da un'altra subgigante di tipo G8IV.[1] La prima ha una temperatura effettiva di 6700 K e la sua massa è del 41% superiore a quella del Sole., il suo raggio è quasi il doppio del raggio solare e ruota su sé stessa ad una velocità di rotazione di almeno 12 km/s.[2] La sua luminosità è 6,6 volte superiore a quella del Sole.[3]
La subgigante di tipo G ha una temperatura inferiore, intorno ai 5000 K e una massa del 44% maggiore di quella solare. Ciò nonostante è la stella più luminosa del sistema, essendo 9,5 più luminosa della nostra stella.[3] 4 volte più grande del Sole, ruota a una velocità uguale o superiore ai 35 km/s.[2] Le due componenti di RS Canum Venaticorum sono molto vicine tra loro, essendo il periodo orbitale pari a 4,7978 giorni.[4]
Variabilità
[modifica | modifica wikitesto]La variabilità di RS Canum Venaticorum fu scoperta da Ceraski nel 1914. La sua luminosità varia tra le magnitudini 7,93 e 9,14 a causa dell'esistenza di grandi macchie stellari di minore temperatura rispetto al resto della superficie, e che ruotano con un periodo simile al periodo orbitale del sistema.
È anche una binaria a eclisse, identificata come tale da Cuno Hoffmeister al principio del XX secolo,[5] inoltre è una stella molto brillante nella regione dello spettro dei raggi X ed è anche una forte radiosorgente.[2][6]
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b V* RS CVn -- Variable of RS CVn type (SIMBAD)
- ^ a b c Z. Eker et al., A catalogue of chromospherically active binary stars (third edition) (PDF), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, n. 4, 2008, pp. 1722-1726.
- ^ a b Daniel M. Popper, Orbits of close binaries with CA II H and K in emission. I - Z Herculis and RS Canum Venaticorum, in Astronomical Journal, vol. 95, 1988, pp. 1242-1250.
- ^ D. Pourbaix et al., SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits, in Astronomy and Astrophysics, vol. 424, 2004, pp. 727-732.
- ^ Cuno Hoffmeister, Beobachtungen und Elemente des Algolsterns 10.1914 RS Canum venaticorum, in Astronomische Nachrichten, vol. 200, 1915, p. 177.
- ^ D. Boboltz, Very Large Array Plus Pie Town Astrometry of 46 Radio Stars, in The Astronomical Journal, vol. 133, n. 3, 2007, pp. 906-916.
