RS Canum Venaticorum es un sistema estelar binario en la constelación norteña de Canes Venatici . Sirve como prototipo a la clase de RS Canum Venaticorum variables . [10] La magnitud visual aparente máxima de este sistema está por debajo del nivel necesario para observarlo a simple vista. Se encuentra a una distancia de aproximadamente 443 años luz del Sol según el paralaje , [2] pero se acerca más con una velocidad radial neta de -14 km/s. [8] Olin J. Eggen (1991) incluyó este sistema como miembro de lasupercúmulo IC 2391 , [6] pero luego fue excluido. [12]
La naturaleza variable de este sistema fue descubierta por la astrónoma rusa Lidiya Tseraskaya en 1914. [7] Es un binario separado 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 un binario eclipsante . El mínimo del eclipse primario disminuye la magnitud visual del sistema en 1,21, mientras que el mínimo secundario disminuye la magnitud en 0,26. [3]
El componente principal es una estrella de secuencia principal de tipo F relativamente inactiva [4] con una clasificación estelar de F5V. Tiene 2,1 veces el radio del Sol con una velocidad de rotación proyectada de unos 11 km/s. Esa tasa es más lenta de lo esperado si la rotación de la estrella estuviera bloqueada con su período orbital. Tiene una edad estimada de 2.500 millones de años. [4]
El componente secundario es una estrella subgigante de tipo K magnéticamente activa con una clase de K2 IV. [4] Tiene 4,3 veces el radio del Sol y una tasa de rotación relativamente alta con una velocidad de rotación proyectada de 42 km/s. [10] Este giro rápido probablemente fue impulsado por la interacción con el primario, y genera la actividad magnética superficial que hace que la estrella sea variable. [13] Al igual que el Sol, está experimentando una rotación diferencial. [10]
Las manchas estelares de temperatura más baja cubren una fracción significativa de la superficie de la secundaria, lo que provoca una variación de la luz a medida que la estrella gira. [14] Estos se encuentran en varias latitudes activas de la estrella por debajo de 70°, y parecen migrar a un ritmo de 0,1° por día. [10] La cantidad total de manchas varía en intensidad con un ciclo de19,7 ± 1,9 años , variando del 17% al 37% de cobertura de la superficie. [1] La luminosidad también varía ligeramente (0,01) debido a la proximidad y la reflexión de la estrella primaria. [4] Se ha detectado emisión de rayos X de esta estrella con una luminosidad de2,14 × 10 31 ergio s −1 . [10] También se ha detectado en la banda de radio . [15]