RS Canum Venaticorum

RS Canum Venaticorum es un sistema estelar binario en la constelación septentrional de Canes Venatici . Sirve como prototipo de la clase de variables RS Canum Venaticorum . La magnitud visual aparente máxima de este sistema está por debajo del nivel necesario para observarlo a simple vista . Se encuentra a una distancia aproximada de 443 años luz del Sol según la paralaje , ^{[ 2 ]} pero se está acercando con una velocidad radial neta de −14 km/s. ^{[ 8 ]} Olin J. Eggen (1991) incluyó este sistema como miembro del supercúmulo IC 2391 , ^{[ 7 ]} pero posteriormente fue excluido. ^{[ 12 ]}  

La naturaleza variable de RS Canum Venaticorum fue descubierta por la astrónoma rusa Lidiya Tseraskaya en 1914. ^{[ 13 ]} Es una binaria separada en una órbita circular cercana con un período de 4,8  días. ^{[ 10 ]} El plano orbital está inclinado en un ángulo de 85,55° con respecto a la línea de visión desde la Tierra, lo que hace que se vea desde la Tierra como una binaria eclipsante . Algunas de las variaciones de brillo son causadas por grandes manchas en la superficie de la estrella. Estrellas variables similares se conocen como variables RS Canum Venaticorum. ^{[ 10 ]}

Algunas variables RS Canum Venaticorum, incluida esta estrella, también experimentan eclipses. El mínimo del eclipse primario disminuye el brillo visual del sistema en 1,21 magnitudes, mientras que el mínimo secundario lo disminuye en 0,26 magnitudes. ^{[ 3 ]} Las magnitudes exactas varían ligeramente debido a la variabilidad inherente del eclipse secundario. El Catálogo General de Estrellas Variables indica una magnitud de 8,19 para el mínimo secundario y de 9,14 para el mínimo primario. ^{[ 4 ]}

El componente principal es una estrella de secuencia principal de tipo F relativamente inactiva ^{[ 5 ]} con una clasificación estelar F5V. Tiene un radio 2,1 veces mayor que el del Sol y una velocidad de rotación proyectada de aproximadamente 11  km/s. Esta velocidad es menor de lo esperado si la rotación de la estrella estuviera sincronizada con su período orbital. Su edad estimada es de 2500  millones de años. ^{[ 5 ]}

El componente secundario es una estrella subgigante de tipo K magnéticamente activa con una clase K2 IV. ^{[ 5 ]} Tiene 4,3 veces el radio del Sol y una velocidad de rotación relativamente alta con una velocidad de rotación proyectada de 42 km/s. ^{[ 10 ]} Este rápido giro probablemente fue impulsado por la interacción con la primaria, y genera la actividad magnética superficial que hace que la estrella sea variable. ^{[ 14 ]} Al igual que el Sol, está experimentando una rotación diferencial. ^{[ 10 ]}  

Las manchas estelares de menor temperatura cubren una fracción significativa de la superficie de la estrella secundaria, causando variación de luz a medida que la estrella rota. ^{[ 15 ]} Estas se encuentran en varias latitudes activas de la estrella por debajo de 70°, y parecen migrar a una tasa de 0,1° por día. ^{[ 10 ]} La cantidad total de manchas varía en intensidad con un ciclo de19,7 ± 1,9  años , con una cobertura de la superficie que varía entre el 17 % y el 37 %. ^{[ 1 ]} La luminosidad también varía ligeramente (0,01) debido a la proximidad y la reflexión de la estrella primaria. ^{[ 5 ]} Se ha detectado emisión de rayos X de esta estrella con una luminosidad de2,14 × 10 ³¹  erg s ⁻¹ . ^{[ 10 ]} También se ha detectado en la banda de radio . ^{[ 16 ]}