| rdfs:comment
| - Les Variables RS Canum Venaticorum són un tipus d'estrelles binàries que tenen una cromosfera activa que comporta variacions en la lluminositat observada. El període de les seves variacions, en general, depèn del període de rotació del sistema binari. Les variacions de la lluminositat poden ser degudes també al fet que qualque sistema és una binària eclipsant. El seu esclat té una fluctuació típica de 0,2 magnituds. (ca)
- RS-Canum-Venaticorum-Sterne sind eine Klasse von getrennten Doppelsternen, bestehend aus massereicheren primären Riesen oder Unterriesen mit einem Spektraltyp G bis K und einem Begleiter, der ein Unterriese oder Hauptreihenstern vom Spektraltyp G bis M ist. RS-CVn-Sterne zeigen außerhalb eines möglichen Bedeckungslichtwechsels eine Modulation der Lichtkurve mit einer Amplitude von bis 0,6 mag in V, die als eine Rotation von Sternflecken auf der Oberfläche der Sterne interpretiert wird. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße Korona im Bereich der Röntgenstrahlung sowie die Beobachtungen von Flares. (de)
- Les étoiles de type RS Canum Venaticorum sont un type d'étoile variable, nommées d'après le paradigme RS CVn. Ce sont des étoiles doubles serrées possédant des chromosphères actives qui conduisent à des variations de leur luminosité. La période de variation est, en général, voisine de la période de rotation du système binaire. Les variations de luminosité peuvent aussi provenir du fait que certains systèmes sont aussi des binaires à éclipses. La variation typique de luminosité est de 0,2 magnitude. (fr)
- Змінні типу RS Гончих Псів (англ. RS Canum Venaticorum Star, RS CVn) — це клас розділених подвійних зір, які складаються з масивного головного гіганта чи субгіганта спектральних класів G—K та супутника, який є субгігантом або зорею головної послідовності спектральних класів G—M. Зорі типу RS CVn крім можливої затемнюваної зміни кривої блиску, виявляють також модуляцію кривої блиску з амплітудою до 0,6 видимих зоряних величин, яка пояснюється обертанням зоряних плям на поверхні зорі. Сильна магнітна активність таких зір виражається у гарячій короні на рентгенівських хвилях та у спалахах. (uk)
- Las estrellas variables RS Canum Venaticorum o estrellas RS CVn son un tipo de variables eruptivas compuestas por un estrella binaria cuyas componentes, de tipo espectral F, G o K, tienen intensa actividad cromosférica. Ambas estrellas están muy próximas, con un período orbital típico de unos pocos días a 20 días. Las variaciones de brillo suelen ser del orden de 0,2 magnitudes y son debidas a manchas estelares análogas a las del Sol, pero de dimensiones descomunales, ya que oscurecen un porcentaje importante de la estrella. Estas manchas o regiones de menor temperatura giran con un período similar al período orbital del sistema binario. Sobrepuesto a este período corto existen períodos más largos de actividad cromosférica, similares al ciclo solar, que pueden durar de 1 a 4 años. Estas es (es)
- An RS Canum Venaticorum variable is a type of variable star. The variable type consists of close binary stars having active chromospheres which can cause large stellar spots. These spots are believed to cause variations in their observed luminosity. Systems can exhibit variations on timescales of years due to variation in the spot surface coverage fraction, as well as periodic variations which are, in general, close to the orbital period of the binary system. Some systems exhibit variations in luminosity due to their being eclipsing binaries. Typical brightness fluctuation is around 0.2 magnitudes. They take their name from the star RS Canum Venaticorum (abbreviated RS CVn). (en)
- りょうけん座RS型変光星(RS Canum Venaticorum variable)は、変光星の種類である。であり、活発な彩層を持つため大きな恒星黒点が見られる。これらの黒点は、観測光度を変化させると考えられている。黒点の変化と連星の軌道周期によって光度が変化するため、その変化は年単位である。また、食連星によって光度が変化するものもある。光度の変化は、通常0.2等級程度である。 オットー・シュトルーベ（1946年）は最初にこのグループに気付いたが、公式に最初にりょうけん座RS型変光星の観測的性質の基準を作ったのはオリバー（1974年）である。今日使われている定義は、ホール（1976年）による。 りょうけん座RS型変光星は、以下の5つのサブグループに分けられる。 りょうけん座RS型変光星の光度曲線は、食の他に奇妙な半規則性の構造を見せる。この構造は、光度曲線の変形波と呼ばれる。イートンとホール（1979年）は、変形波を作る最も単純な機構は、太陽黒点に相当する、光球の暗く活発な領域である「恒星黒点」であることを示した。このような黒点は、それ以来、多くの恒星系で間接的に観測されている。 りょうけん座RS型変光星の別のサブグループは、スピッツァー宇宙望遠鏡で赤外超過の放射があることが知られている。 (ja)
- Una variabile RS Canum Venaticorum è un tipo di stella variabile. Le variabili di questo tipo sono stelle binarie strette, caratterizzate da cromosfere attive e da un intenso magnetismo, che sono la causa della loro variazione di luminosità. Il periodo di variazione è, in generale, vicino al periodo del sistema binario. A volte a questo tipo di variazione si sovrappone un'ulteriore variazione dovuta al fatto che le due componenti si eclissano l'una con l'altra. La tipica fluttuazione di luminosità è 0,2 magnitudini. (it)
- Gwiazdy typu RS Canum Venaticorum – gwiazdy 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: (pl)
- En RS Canum Venaticorum-variabel, som fått sin benämning från dess prototypstjärna, RS Canum Venaticorum (förkortad RS CVn), är en typ av variabel stjärna, som utgörs av en tätt cirkulerande dubbelstjärna med aktiva kromosfärer, som kan orsaka stora stjärnfläckar. Dessa fläckar antas orsaka variationer i den observerade luminositeten hos stjärnorna. Systemen kan uppvisa variationer i en tidsskala av år på grund av variation i fläckarnas täckningsgrad, samt periodiska variationer som i allmänhet ligger nära omloppsperioden för dubbelstjärnan. Vissa konstellationer visar variationer i skenbar magnitud på grund av att de är förmörkande dubbelstjärnor. Magnituden fluktuerar typiskt ca 0,2 enheter. (sv)
- Переменные типа RS Гончих Псов (RS Canum Venaticorum, RS CVn) — эруптивные переменные звёзды. К этому типу относятся тесные двойные системы с эмиссией Н и К Ca II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей квазипериодическую переменность их блеска с периодом, близким к периоду обращения, и переменной амплитудой, обычно достигающей 0.2m. (ru)
- 獵犬RS型變星是變星的一種類型，也是有活躍色球層的密接聯星，並且可以觀察到因此造成的光度變化。通常，這類變星的週期與聯星的互轉周期接近，有些系統的光度變化還顯示出是食雙星，而典型的光度變化只有0.2星等。 史都華(1946年)首先注意到這类变星，但是奧利弗(1974年)才首度定義出獵犬RS型變星在觀測上的特徵與標準，在今天作業上所採用的標準是海爾(1976年)制定的。 獵犬RS型變星可以分為五種亚型： I.規則系統：軌道週期在1至14天之間。溫度較高的伴星光譜類型為F或G，光度為V或IV。在食的期間外可以觀察到強烈的鈣II H和K發射線。 II.短週期系統：兩顆星是分離的。軌道週期短於1天。溫度較高的伴星光譜類型為F或G，光度為V或IV。其中的一顆或兩顆都有強烈的鈣II H和K發射線。 III.長週期系統：軌道週期超過14天。至少有一顆的光譜類型是G到K，並且光度類型為II到IV。在食的期間外可以觀察到強烈的鈣II H和K發射線。 IV.閃光星系統：溫度較高的伴星光譜類型為dKe或dMe，並且有強烈的鈣II H和K發射線。 V.金牛座 V471型系統：溫度較高的伴星是白矮星。溫度較低的伴星光譜類型是G到K，並且有強烈的鈣II H和K發射線。 (zh)
|
| has abstract
| - Les Variables RS Canum Venaticorum són un tipus d'estrelles binàries que tenen una cromosfera activa que comporta variacions en la lluminositat observada. El període de les seves variacions, en general, depèn del període de rotació del sistema binari. Les variacions de la lluminositat poden ser degudes també al fet que qualque sistema és una binària eclipsant. El seu esclat té una fluctuació típica de 0,2 magnituds. (ca)
- RS-Canum-Venaticorum-Sterne sind eine Klasse von getrennten Doppelsternen, bestehend aus massereicheren primären Riesen oder Unterriesen mit einem Spektraltyp G bis K und einem Begleiter, der ein Unterriese oder Hauptreihenstern vom Spektraltyp G bis M ist. RS-CVn-Sterne zeigen außerhalb eines möglichen Bedeckungslichtwechsels eine Modulation der Lichtkurve mit einer Amplitude von bis 0,6 mag in V, die als eine Rotation von Sternflecken auf der Oberfläche der Sterne interpretiert wird. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße Korona im Bereich der Röntgenstrahlung sowie die Beobachtungen von Flares. (de)
- Las estrellas variables RS Canum Venaticorum o estrellas RS CVn son un tipo de variables eruptivas compuestas por un estrella binaria cuyas componentes, de tipo espectral F, G o K, tienen intensa actividad cromosférica. Ambas estrellas están muy próximas, con un período orbital típico de unos pocos días a 20 días. Las variaciones de brillo suelen ser del orden de 0,2 magnitudes y son debidas a manchas estelares análogas a las del Sol, pero de dimensiones descomunales, ya que oscurecen un porcentaje importante de la estrella. Estas manchas o regiones de menor temperatura giran con un período similar al período orbital del sistema binario. Sobrepuesto a este período corto existen períodos más largos de actividad cromosférica, similares al ciclo solar, que pueden durar de 1 a 4 años. Estas estrellas también son importantes radiofuentes y emisoras de rayos X. La estrella prototipo de estas variables es RS Canum Venaticorum, que es también una binaria eclipsante. Otras estrellas de esta clase son Capella (α Aurigae), Lambda Andromedae, Sigma Geminorum, Épsilon Ursae Minoris, 36 Ophiuchi C, II Pegasi y TZ Trianguli. (es)
- An RS Canum Venaticorum variable is a type of variable star. The variable type consists of close binary stars having active chromospheres which can cause large stellar spots. These spots are believed to cause variations in their observed luminosity. Systems can exhibit variations on timescales of years due to variation in the spot surface coverage fraction, as well as periodic variations which are, in general, close to the orbital period of the binary system. Some systems exhibit variations in luminosity due to their being eclipsing binaries. Typical brightness fluctuation is around 0.2 magnitudes. They take their name from the star RS Canum Venaticorum (abbreviated RS CVn). Otto Struve (1946) first called attention to the group, but it was Oliver (1974) who was the first to formally propose a set of observational characteristics to define the RS CVn criteria. The working definition, as it is used today, was that set down by Hall (1976). The RS CVn systems are divided into five separate subgroups:
* Regular systems. Orbital periods are between 1 and 14 days. The hotter component is of the spectral type F or G and luminosity class V or IV. Strong Ca II H and K emission is seen outside eclipse.
* Short period systems. Components are detached and orbital periods are less than 1 day. The hotter component is of the spectral type F or G and luminosity class V or IV. Ca II H and K emission is displayed in one or both components.
* Long period systems. Orbital periods is greater than 14 days. Either component is of the spectral type G through K and luminosity class II through IV. Strong Ca II H and K emission is seen outside eclipse.
* Flare star systems. In this case the hotter component is of the spectral type dKe or dMe, where the emission refers to strong Ca II H and K.
* V471 Tau type systems. The hotter component is a white dwarf. The cooler component, spectral class G through K, displays strong Ca II H and K emission. The light curves of RS CVn type systems show a peculiar semiperiodic structure outside eclipse. This structure has been referred to as a distortion wave in the light curve. Eaton and Hall (1979) determined that the simplest mechanism for the creation of the distortion wave was "starspots", which, in analogy to sunspots, are large, cool active regions on the photosphere. Such spots have since been observed indirectly on many systems. Chromospheric activity is signaled by the presence of emission cores in the Ca II H and K resonance lines. Balmer emission, or Hα, is also associated with active chromospheres. X-ray emission is known as a tracer for active coronal regions, and ultraviolet (UV) emission and flaring are, by solar analogy, known to be associated with stellar active and transition regions. These areas on the Sun are associated with intense magnetic fields, and sunspot activity is enhanced in and around these magnetically active regions. Some RS CVn type stars are known X-ray and radio emitters. The radio emission is nonthermal in origin (gyrosynchrotron) and is one of the few direct indicators of magnetic fields. The X-ray luminosities are on the order of Lx >> 1024 watts. This emission has been interpreted, in solar analogy, as being caused by a hot, T ~ 107 K, corona. Another subgroup of RS CVns is known to have infrared excess emission, seen by the Spitzer Space Telescope (en)
- Les étoiles de type RS Canum Venaticorum sont un type d'étoile variable, nommées d'après le paradigme RS CVn. Ce sont des étoiles doubles serrées possédant des chromosphères actives qui conduisent à des variations de leur luminosité. La période de variation est, en général, voisine de la période de rotation du système binaire. Les variations de luminosité peuvent aussi provenir du fait que certains systèmes sont aussi des binaires à éclipses. La variation typique de luminosité est de 0,2 magnitude. (fr)
- Una variabile RS Canum Venaticorum è un tipo di stella variabile. Le variabili di questo tipo sono stelle binarie strette, caratterizzate da cromosfere attive e da un intenso magnetismo, che sono la causa della loro variazione di luminosità. Il periodo di variazione è, in generale, vicino al periodo del sistema binario. A volte a questo tipo di variazione si sovrappone un'ulteriore variazione dovuta al fatto che le due componenti si eclissano l'una con l'altra. La tipica fluttuazione di luminosità è 0,2 magnitudini. È stato per primo l'astronomo russo Otto Struve nel 1946 a richiamare l'attenzione su queste stelle, ma i criteri formali oggi utilizzati che definiscono questo gruppo sono basati sul lavoro di . (it)
- りょうけん座RS型変光星(RS Canum Venaticorum variable)は、変光星の種類である。であり、活発な彩層を持つため大きな恒星黒点が見られる。これらの黒点は、観測光度を変化させると考えられている。黒点の変化と連星の軌道周期によって光度が変化するため、その変化は年単位である。また、食連星によって光度が変化するものもある。光度の変化は、通常0.2等級程度である。 オットー・シュトルーベ（1946年）は最初にこのグループに気付いたが、公式に最初にりょうけん座RS型変光星の観測的性質の基準を作ったのはオリバー（1974年）である。今日使われている定義は、ホール（1976年）による。 りょうけん座RS型変光星は、以下の5つのサブグループに分けられる。 1.
* 通常型:軌道周期は1日から14日で、主星のスペクトル型はFまたはG、光度階級はVまたはIVである。食以外の時は強いCa II HとKの輝線が見られる。 2.
* 短周期型:軌道周期は1日以下で、主星のスペクトル型はFまたはG、光度階級はVまたはIVである。主星、伴星のどちらか1つかあるいは両方でCa II HとKの輝線が見られる。 3.
* 長周期型:軌道周期は14日以上で、主星も伴星もスペクトル型はGからK、光度階級はIIからIVである。食以外の時は強いCa II HとKの輝線が見られる。 4.
* 閃光型:主星のスペクトル型はdKeまたはdMeで、強いCa II HとKの輝線が見られると言われる。 5.
* おうし座V471星型:主星は白色矮星である。伴星のスペクトル型はGからKで、強いCa II HとKの輝線が見られる。 りょうけん座RS型変光星の光度曲線は、食の他に奇妙な半規則性の構造を見せる。この構造は、光度曲線の変形波と呼ばれる。イートンとホール（1979年）は、変形波を作る最も単純な機構は、太陽黒点に相当する、光球の暗く活発な領域である「恒星黒点」であることを示した。このような黒点は、それ以来、多くの恒星系で間接的に観測されている。 彩層の活動は、Ca II HとKの輝線から推測され、またHα線も彩層の活動と関連付けられる。X線放射は、コロナ領域の活動の残骸として知られており、紫外線放射は、太陽からの類推で、遷移層の活動と関連付けられることが知られている。太陽のこれらの領域は強い磁場を持ち、黒点活動は磁場の強い領域の周りでより促進される。 いくつかのりょうけん座RS型変光星は、X線源や電波源であることが知られている。電波の放射はジャイロシンクロトロンによるもので、磁場の存在を示す数少ない直接の証拠となっている。X線光度はLx >> 1024の桁である。放射は、太陽からの類推で T ~ 107 Kに達する高温のコロナからであると考えられている。 りょうけん座RS型変光星の別のサブグループは、スピッツァー宇宙望遠鏡で赤外超過の放射があることが知られている。 (ja)
- Переменные типа RS Гончих Псов (RS Canum Venaticorum, RS CVn) — эруптивные переменные звёзды. К этому типу относятся тесные двойные системы с эмиссией Н и К Ca II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей квазипериодическую переменность их блеска с периодом, близким к периоду обращения, и переменной амплитудой, обычно достигающей 0.2m. Первым, кто выделил эти переменные в отдельный класс, был Отто Струве в 1946 году. В 1974 американский астроном Оливер (Oliver D.S.) определил набор визуальных характеристик переменные типа RS Гончих Псов и 1976 американский астроном Халл (Hall), основываясь на них разделил эти системы на пять групп).:
* I. Периодические системы. Период обращения от 1 до 14 дней. Более горячий компонент спектрального класса F или G и класс светимости V или IV. Чётко выражены спектральные линий Ca II Н и К, в то время когда компоненты не затмевают друг друга.
* II. Короткопериодические системы. Период обращения менее 1 дня. Более горячий компонент спектрального класса F или G и класс светимости V или IV. Спектральные линии Ca II Н и К присутствует в спектре одного или обоих компонентов.
* III. Долгопериодические системы. Период обращения более 14 дней. Один из компонентов спектрального класса G или K и класс светимости II, III или IV. Чётко выражены спектральные линий Ca II Н и К, в то время когда компоненты не затмевают друг друга.
* IV. Вспыхивающие звёзды. Более горячий компонент спектрального класса dKe или dMe, в его спектре чётко выражены спектральные линий Ca II Н и К,
* V. Системы типа Т Тельца. Более горячий компонент — белый карлик. Более холодный компонент принадлежит к спектральному классу G или K, в его спектре чётко выражены спектральные линий Ca II Н и К, Кривая блеска переменные типа RS Гончих Псов демонстрирует квазипериодическую структуру. На кривой присутствуют плато. В 1979 году американские астрономы Итон (Eaton) и Халл (Hall) предложили простейший механизм образования плато — «звёздные пятна», то есть холодные крупные области на поверхности звезды по аналогии с солнечными пятнами. Подобные пятна в настоящее время обнаружены косвенными методами у многих звёзд. Хромосферная активность выявляется по присутствию спектральных линий Ca II Н и К, а также по серии Балмера или Hα. По аналогии с Солнцем можно предположить, что эта активность связана с мощными магнитными полями и пятнами на поверхности звезды. Некоторые переменные типа RS Гончих Псов являются источниками рентгеновского и радиоизлучения. Радиоизлучение не связано с температурой поверхности и может служить указателем на мощные магнитные поля. Рентгеновское излучение Lx >> 1024 ватт. Такое мощное излучение, по аналогии с Солнцем, может быть интерпретировано как свидетельство весьма горячей короны: T ~ 107 K. (ru)
- En RS Canum Venaticorum-variabel, som fått sin benämning från dess prototypstjärna, RS Canum Venaticorum (förkortad RS CVn), är en typ av variabel stjärna, som utgörs av en tätt cirkulerande dubbelstjärna med aktiva kromosfärer, som kan orsaka stora stjärnfläckar. Dessa fläckar antas orsaka variationer i den observerade luminositeten hos stjärnorna. Systemen kan uppvisa variationer i en tidsskala av år på grund av variation i fläckarnas täckningsgrad, samt periodiska variationer som i allmänhet ligger nära omloppsperioden för dubbelstjärnan. Vissa konstellationer visar variationer i skenbar magnitud på grund av att de är förmörkande dubbelstjärnor. Magnituden fluktuerar typiskt ca 0,2 enheter. Otto Struve (1946) var den som först tillerkändes upptäckten av denna grupp av stjärnor, men det var Oliver (1974) som var den första som formellt föreslog en uppsättning observationsegenskaper för att definiera RS CVn-kriterierna. Arbetsdefinitionen, som den används idag, fastställdes av Hall (1976). RS CVn-variabeln är indelad i fem undergrupper:
* Regelbundna system. Omloppsperioden är mellan 1 och 14 dygn. Den varmare komponenten är av spektraltyp F eller G och luminositetsklass V eller IV. Stark Ca II H- och K-emission är synlig utanför förmörkelsen.
* Kortperiodsystem. Komponenterna är fristående och omloppsperioden är mindre än 1 dygn. Den varmare komponenten är av spektraltyp F eller G och luminositetsklass V eller IV. Ca II H- och K-emission kan ses hos en eller båda komponenterna.
* Långperiodssystem. Omloppsperioden är större än 14 dygn. Endera komponenten är av spektraltyp G till K och luminositetsklass II till IV. Stark Ca II H- och K-emission är synlig utanför förmörkelsen.
* Flare-stjärnsystem. I det här fallet är den hetaste komponenten av spektraltyp dKe eller dMe, där emissionen avser stark Ca II H och K.
* V471 Tauri-system. Den varmare komponenten är en vit dvärg. Den svalare komponenten, av spektralklass G till K, visar stark Ca II H- och K-emission. Ljuskurvorna hos RS Canum Venaticorum-variabler visar en speciell halvperiodisk struktur utanför förmörkelsen. Denna struktur har betraktats som en förvrängningsvåg i ljuskurvan. Eaton och Hall (1979) bestämde att den enklaste mekanismen för att skapa förvrängningsvågen var "stjärnfläckar", vilka i analogi med solfläckar är stora, kalla aktiva regioner på fotosfären. Sådana fläckar har sedan dess observerats indirekt på många stjärnor av denna typ. Kromosfärisk aktivitet signaleras av närvaron av emissionskärnor i spektrets resonanslinjer för Ca II H och K. Balmeremission, eller Hα, är också förknippad med aktiva kromosfärer. Röntgenstrålning är känt som en markör för aktiva koronala områden, och ultraviolett strålning och flaring är, i analogi med solen, känt för att vara ett tecken på stjärnaktiva övergångsregioner. Dessa områden på solen är förknippade med intensiva magnetfält, och solfläcksaktiviteten ökar i och kring dessa magnetiskt aktiva områden. Vissa RS Canum Venaticorum-variabler är kända källor till röntgen- och radiostrålning. Radiostrålningen är av icke-termiskt ursprung (gyrosynkrotron) och är en av de få direkta indikatorerna på magnetfält. Röntgenstrålningens luminositet är i storleksordningen Lx >> 1 024 watt. Denna emission har tolkats, liksom för solen, till att orsakas av en het, T ~ 107 K, korona. En annan undergrupp av RS Canum Venaticorum-variabler är känd för att ha ett överskott av infraröd strålning, observerad med Spitzer Space Telescope. (sv)
- Gwiazdy typu RS Canum Venaticorum – gwiazdy 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:
* Lambda Andromedae (jedna z najjaśniejszych gwiazd tego typu)
*
*
* (pl)
- 獵犬RS型變星是變星的一種類型，也是有活躍色球層的密接聯星，並且可以觀察到因此造成的光度變化。通常，這類變星的週期與聯星的互轉周期接近，有些系統的光度變化還顯示出是食雙星，而典型的光度變化只有0.2星等。 史都華(1946年)首先注意到這类变星，但是奧利弗(1974年)才首度定義出獵犬RS型變星在觀測上的特徵與標準，在今天作業上所採用的標準是海爾(1976年)制定的。 獵犬RS型變星可以分為五種亚型： I.規則系統：軌道週期在1至14天之間。溫度較高的伴星光譜類型為F或G，光度為V或IV。在食的期間外可以觀察到強烈的鈣II H和K發射線。 II.短週期系統：兩顆星是分離的。軌道週期短於1天。溫度較高的伴星光譜類型為F或G，光度為V或IV。其中的一顆或兩顆都有強烈的鈣II H和K發射線。 III.長週期系統：軌道週期超過14天。至少有一顆的光譜類型是G到K，並且光度類型為II到IV。在食的期間外可以觀察到強烈的鈣II H和K發射線。 IV.閃光星系統：溫度較高的伴星光譜類型為dKe或dMe，並且有強烈的鈣II H和K發射線。 V.金牛座 V471型系統：溫度較高的伴星是白矮星。溫度較低的伴星光譜類型是G到K，並且有強烈的鈣II H和K發射線。 獵犬RS型變星的光度曲線在食的部分之外還呈現出奇特的半週期性的結構，這種結構造成光度曲線上的畸變波浪。伊頓和海爾(1976)確認造成這種畸變波浪最簡單的機制就是星斑，類似於太陽黑子但是更大，使光球活動的溫度降低。已經在許多系統上間接的觀察到星斑。 核心輻射出的鈣II H和K共振譜線出現在色球的活動中，巴耳末線或Hα也與色球層的活動聯繫在一起。經過追蹤，X射線的輻射來自活躍的日冕區域，紫外線和閃焰，類比於太陽，來自於恆星活動和過渡區。這些區域在太陽都是和強烈的磁場活動結合在一起的。 有些獵犬RS型變星是X-射線和無線電波的發射源。這些無線電波的來源是非熱輻射中的同步輻射，並且是磁場存在的少數直接證據之一。X-射線亮度的數量級Lx >> 1024瓦。類比於太陽，這些輻射被解釋為是溫度高達107 K的星冕造成的。 (zh)
|
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)
![[cxml]](/fct/images/cxml_doc.png)
![[csv]](/fct/images/csv_doc.png)
![[text]](/fct/images/ntriples_doc.png)
![[turtle]](/fct/images/n3turtle_doc.png)
![[ld+json]](/fct/images/jsonld_doc.png)
![[rdf+json]](/fct/images/json_doc.png)
![[rdf+xml]](/fct/images/xml_doc.png)
![[atom+xml]](/fct/images/atom_doc.png)
![[html]](/fct/images/html_doc.png)
