Quelltext der Seite RS-Canum-Venaticorum-Stern

'''RS-Canum-Venaticorum-Sterne''' sind eine Klasse von getrennten [[Doppelstern]]en, bestehend aus massereicheren primären [[Riesenstern|Riesen]] oder [[Unterriese]]n mit einem [[Spektralklasse|Spektraltyp]] G bis K und einem Begleiter, der ein Unterriese oder [[Hauptreihe]]nstern vom Spektraltyp G bis M ist. RS-CVn-Sterne zeigen außerhalb eines möglichen [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungslichtwechsels]] eine Modulation der [[Lichtkurve]] mit einer Amplitude von bis 0,6 [[Scheinbare Helligkeit|mag]] in V, die als eine Rotation von [[Sternfleck]]en auf der Oberfläche der Sterne interpretiert wird. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße [[Korona (Sonne)|Korona]] im Bereich der [[Röntgenstrahlung]] sowie die Beobachtungen von [[Sonneneruption|Flares]]<ref>{{Literatur |Autor=John R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref>.

== Definition ==
Es gibt mehrere Definitionen der RS-Canum-Venaticorum-Sterne, die nebeneinander benutzt werden. Die erste Definition von Hall<ref>{{Literatur |Autor=Hall, D.S. |Titel=The RS CVn binaries and binaries with similar properties |Sammelwerk=Proceedings of the International Astronomical Union colloquium |Band=29 |Datum=1976 |Seiten=287}}</ref> umfasste die Kriterien
* photometrische [[Veränderlicher Stern|Veränderlichkeit]]
* die Kalzium K & H Linien in [[Emissionslinie|Emission]]
* ein Unterriese innerhalb der [[Roche-Grenze]]
* eine schnelle Rotation der Sterne, die fast synchronisiert mit der [[Umlaufzeit|Umlaufdauer]] des Doppelsternsystems ist
* die Umlaufdauer ist selbst veränderlich
Neben dieser Definition werden RS-CVn-Sterne nicht als enge Doppelsterne mit Sternen mit nahezu gleicher Masse, bei denen die Komponente mit höherer Temperatur die Spektralklasse F-K zeigt und die Umlaufdauer zwischen einem Tag und 2 Wochen liegt. Im weitesten Sinne werden RS-CVns als [[Wechselwirkender Doppelstern|wechselwirkende enge Doppelsterne]] mit wenigstens einem kühlen Stern und bestenfalls sehr geringem Massentransfer beschrieben<ref>{{Literatur |Autor=C. J. Schrijver, C. Zwaan |Titel=Solar and Stellar Magnetic Activity |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2000 |ISBN=978-0-521-58286-5}}</ref>.

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell etwa 600 Sterne mit dem Kürzel ''RS'', womit etwas über 1 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der RS-Canum-Venaticorum-Sterne gezählt werden.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia |abruf=2019-02-28}}</ref> Ein Teil dieser Sterne ist zusätzlich [[Bedeckungsveränderlicher Stern|bedeckungsveränderlich]], unter anderem der Namensgeber [[RS Canum Venaticorum]].

== Verwandte Sternklassen ==

Zu den Sternen mit magnetischer Aktivität gehören neben den RS-Canum-Venaticorum-Sternen die
* [[Roter Zwerg|roten Zwerge]] der Klasse [[UV-Ceti-Stern]], die Flares zeigen
* [[BY-Draconis-Stern]]e, deren Lichtkurven durch Sternflecken moduliert werden
* schnell rotierenden Riesen der [[FK-Comae-Berenices-Stern]]e
* jungen [[T-Tauri-Stern]]e
* engen Bedeckungsveränderlichen [[W-Ursae-Majoris-Stern]]e, deren Lichtkurven nur durch die Annahme von Sternflecken modelliert werden können
* [[Algolstern]]e
* die sonnenähnlichen Sterne<ref>{{Literatur |Autor=[[Cuno Hoffmeister]], G. Richter, W. Wenzel |Titel=Veränderliche Sterne |Verlag=J. A. Barth Verlag |Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}</ref>

== Ursache der magnetischen Aktivität ==

Alle die verwandten Sternklassen sowie die RS-Canum-Venaticorum-Sterne haben einen [[Konvektion|konvektiven]] Energietransport in der [[Photosphäre]] in Kombination mit einer hohen Rotationsgeschwindigkeit. Die Rotationsgeschwindigkeit ist bei den RS-CVns die Folge einer [[Gebundene Rotation|gebundenen Rotation]] in dem Doppelsternsystem. Das Magnetfeld dürfte bei den RS-Canum-Venaticorum-Sternen wie bei der Sonne in der [[Tachocline-Region]] entstehen. Die [[Magnetohydrodynamik]] beschreibt die Entstehung eines Magnetfeldes, wenn elektrischer Strom in Form eines [[Plasma (Physik)|Plasmas]] aufgrund der [[Differentielle Rotation|differentiellen Rotation]] im Inneren eines Sterns fließt. Wegen der Koppelung der Rotationsperiode mit der Bahnumlaufdauer bei dieser Sternklasse übersteigt die Magnetfeldstärke um Größenordnungen die der Sonne. Die Anzeichen für die magnetische Aktivität sind aber dieselben:
* Sternflecken, die bis zu 50 % der sichtbaren Oberfläche einnehmen können
* eine auf mehrere Millionen K aufgeheizte Korona, die im Bereich der Röntgenstrahlung beobachtet werden kann
* der Nachweis von Flares im Bereich der Röntgen-, Radio- und [[Ultraviolettstrahlung]]
* Emissionslinien aus einer [[Chromosphäre]] wie die Kalzium- und Magnesiumlinien<ref>{{Literatur |Autor=Klaus G. Strassmeier |Titel=Aktive Sterne: Laboratorien der solaren Astrophysik |Verlag=Springer Vienna |Ort=Wien |Datum=1997 |ISBN=978-3-211-83005-5}}</ref>

== RS-Canum-Venaticorum-Sterne als Einzelsterne ==
Ein K-Unterriese mit magnetischer stellarer Aktivität wird zu den RS-Canum-Venaticorum-Sternen gezählt, auch wenn keine Anzeichen für einen Begleiter gefunden werden. In den meisten Fällen dürfte der Begleiter zu lichtschwach sein um nachgewiesen zu werden. Es gibt aber auch einen Entwicklungsweg für schnell rotierende Einzelsterne sich in einen aktiven K-Unterriesen zu verwandeln. Diese Sterne mit dem Spektraltyp frühes F auf der Hauptreihe bilden in der Phase des zentralen Wasserstoffbrennens nur eine Konvektionszone mit geringer Tiefe in der Photosphäre aus. Die [[Tachocline-Region]] generiert nur ein schwaches Magnetfeld und die Rotationsgeschwindigkeit bleibt hoch. Wenn sich diese Sterne nach dem Erschöpfen des Wasserstoffvorrats in ihrem Kern von der Hauptreihe fort entwickeln kreuzen sie die Hertzsprung-Lücke als ein aktiver K-Unterriese mit einer 1,25- bis 1,5-fachen Sonnenmasse. Da die [[Hertzsprung-Lücke]] aber innerhalb weniger 10.000 Jahre durchlaufen wird, sind die Sterne sehr selten<ref>{{Literatur |Autor=A. Gould et al. |Titel=MOA-2010-BLG-523: "Failed Planet" = RS CVn Star |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1210.6045}}</ref>. Massenreichere Sterne durchlaufen die Hertzsprung-Lücke zu schnell um beobachtet zu werden und massenärme Sterne entwickeln ein so kräftiges Magnetfeld während ihrer Hauptreihenphase, dass sie später zu langsam rotieren um als K-Unterriese Anzeichen für stellare Aktivität zu zeigen.

== Beispiele ==
* [[RS Canum Venaticorum]]
* UX Arietis
* Sigma Geminorum
* Lambda Andromedae
* Zeta Andromedae

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Doppelsterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Eruptiv Veränderlichen Sterne]]