Planeten und Sterne
3.2.7 RS-Canum-Venaticorum-Sterne
Die RS-Canum-Venaticorum-Sterne oder RS-CVn-Sterne sind G-Sterne. Sie sind jedoch Unterriesen und bedeckungsveränderliche Sterne. Es sind Doppelsterne, aber unabhängig davon auch veränderliche Sterne. Ihre Rotation ist synchron, und sie rotieren beide im Vergleich zu ihren Artgenossen sehr schnell. (10.12)
Die Helligkeitsschwankungen werden durch riesige Sternflecken erzeugt. Die Rotation macht diese Flecken besonders sichtbar. Diese Sterne haben ausgeprägte Koronen, die sich durch Röntgenstrahlung bemerkbar machen. Damit sind sie vergleichbar mit den Flare-Sternen unter den M-Sternen. Da es sich um enge Doppelsterne handelt und Planeten in der Nähe des Sterns entstehen, kommen diese zum Absturz. Die Parallele zu den Flare-Sternen liegt darin, dass auch bei ihnen kleinere Körper abstürzen.
Somit haben sie die gleiche Ursache für ihr Verhalten. Die Körper die bei den RS-CVn-Sternen abstürzen, sind nur großer. Wesentlich bei diesen Sternen ist auch ein Verhalten, was für alle engen Doppelsterne unter den G-Sternen gilt. Ihre Rotation ist höher als die der Einzelsterne. (10.11)
Vergleicht man dieses Verhalten mit den heißen engen Doppelsternen, so verhält es sich dort umgekehrt. Bei den engen Doppelsternen ist dies langsamer.
Das ist damit zu erklären, dass der Zweitstern aus einem Planeten entsteht und damit das größere Drehmoment entsteht. Seine Rotation lässt sich so durch den Erststern nicht nehmen. Da bei den kühlen Sternen der Erststern über die Planetenentstehung in seiner Nähe ausgebremst ist, treibt er ihn an. Die heißen Sterne halten die Rotation. Bei ihm wird diese Rotation daher über den zweiten Stern gebremst.
Dieser Doppelsterntyp ist die Weiterentwicklung der Exoplaneten der von mir bezeichneten Jupiterkurve oder vom Jupitertyp bei heißen Doppelsternen. Die RS-Canum-Venaticorum-Sterne wären demnach auch ungestörte Jupitertypen vor der T-Taurikrise und ähneln dem ungestörten Jupitertyp ab den B3-Sternen.
Dieser schafft es vor der T-Taurikrise genügend Masse zu sammeln, um in der Position zu bleiben. Vergleicht man dies mit der Struktur des Sonnensystems, so er in der Lage den Titan bei sich zu behalten. Über den Eisenkern eines Jupiters erklärt sich zudem der Magnetismus dieser Sterne.