Estrellas/Vega

Artículos principales: Astronomía de la radiación/Rayos X y Astronomía de rayos X

Según SIMBAD, Vega (alpha Lyrae) (variable de tipo delta Sct) es una fuente de rayos X en el primer catálogo de Einstein (1E).

Los “recuentos” de rayos X observados de Vega en el HRI es muy probable que se deban en su totalidad a la contaminación UV de la emisión fotosférica, y por lo tanto las luminosidades de rayos X para Vega deben ser sustituidas por límites superiores al menos un orden de magnitud inferior, es decir, log LX, Vega < 26,6 Así pues, la observación de Vega en el HRI es completamente coherente con el límite superior obtenido en el IPC, y la única incoherencia que queda en relación con la emisión de rayos X de Vega es el experimento con cohetes de Topka et al. (1979), que informan de una detección de Vega en un apunte de 5 s que produce 7 recuentos; sin embargo, en nuestra opinión estos autores no descartan de forma convincente la posibilidad de contaminación UV. Nótese en este contexto que los IPC’s utilizados para el vuelo de cohete de Topka et al.s (1979) y para el Observatorio Einstein no eran idénticos.”

“Muchos tipos de estrellas de la secuencia principal emiten en la porción de rayos X del espectro. En las estrellas masivas, los fuertes vientos estelares que atraviesan la extensa atmósfera de la estrella crean fotones de rayos X. En las estrellas de menor masa, los campos magnéticos que se retuercen a través de la fotosfera la calientan lo suficiente como para producir rayos X. Pero entre estos dos mecanismos, en las estrellas de la clase B tardía y A media, ninguno de ellos debería ser suficiente para producir rayos X. Sin embargo, cuando los telescopios de rayos X examinaron estas estrellas, se descubrió que muchas producían rayos X de igual manera”

“La primera exploración de la emisión de rayos X de esta clase de estrellas fue el Observatorio Einstein, lanzado en 1978 y desorbitado en 1982. Aunque el telescopio confirmó que estas estrellas B y A tenían una emisión de rayos X significativamente menor en general, siete de las 35 estrellas de tipo A seguían teniendo alguna emisión. Se confirmó que cuatro de ellas se encontraban en sistemas binarios en los que las estrellas secundarias podían ser la fuente de la emisión, lo que dejaba a tres de las siete con rayos X no contabilizados.”

“El satélite alemán ROSAT encontró resultados similares, detectando 232 estrellas de rayos X en este rango. Los estudios exploraron las conexiones con las irregularidades en los espectros de estas estrellas y las velocidades de rotación, pero no encontraron ninguna correlación con ninguna de ellas. La sospecha era que estas estrellas simplemente ocultaban compañeras de menor masa no detectadas”

O bien “la estrella principal es realmente la fuente, o bien hay binarias aún más elusivas, de menos de un segundo de arco, que sesgan los datos”

El 27 de julio de 1977, a las 05:41:481 UTC, un Aerobee 350 o Black Brant potenciado lanzado desde White Sands Missile Range utilizando Vega como referencia por su rastreador estelar para actualizar su posición mientras maniobraba entre objetivos de rayos X observó automáticamente Vega con su telescopio de rayos X durante 4,8 s.

La cantidad de fotones detectados (7) en la banda 0,2-0,80 keV corresponde a una luminosidad de rayos X LX ≈ 3 x 1028 erg s-1.

“El límite superior de ANS 3 σ para Vega (2,5 x 1028 ergs s-1) es sólo ligeramente inferior a nuestra medición de flujo.”

“Dado que los rayos X de Vega son mucho más parecidos a los del Sol que a los de las típicas fuentes galácticas de rayos X que se han detectado hasta la fecha, es natural considerar procesos análogos a la actividad coronal solar como explicación de la actividad de rayos X.”

“Se cree que Vega es una estrella solitaria y, por lo tanto, parecen excluirse los mecanismos no coronales de producción de rayos X”.

“Vega es la primera estrella solitaria de la secuencia principal, más allá del Sol, que se conoce como emisora de rayos X”.

La “luminosidad superficial de rayos X calculada de Vega es comparable a la del Sol en calma Hay que tener en cuenta, sin embargo, que debido a nuestra brevísima exposición, el nivel medio de emisión coronal puede variar significativamente con respecto a nuestra única medición.”

“Utilizando estimaciones de la estela derivadas de los cálculos de la estructura estelar, obtenemos unos rayos X superficiales de ~6,4 x 104 ergs cm-2 s-1 para Vega dentro del rango de la emisión de rayos X coronal solar, que puede variar entre ~8 x 103 ergs cm-2 s-1 en agujeros coronales y ~3 x 106 ergs cm-2 s-1 en regiones activas”.

La actividad del campo magnético, que provoca el calentamiento de la corona, puede explicar la emisión de rayos X de Vega debido a la distribución no homogénea del flujo magnético de la superficie y a la actividad coronal asociada”.

El hecho de que se considere a Vega como una fuente de rayos X se basa en una observación de rastreo estelar de 4,8 s realizada por un vuelo de cohete de sondeo que lleva un detector de rayos X que se ha volado en muchos vuelos y que arroja resultados fiables.

“Vega es una estrella de polo, muy oblata y de rotación rápida, que presenta un oscurecimiento extremo del borde y una gran disminución de la temperatura efectiva desde el polo hasta el ecuador. el modelo que mejor se ajusta (Teff polo=10150 K, Teff eq = 7900 K, θ = 3,329 mas) tiene el polo inclinado 5° con respecto a la línea de visión y gira al 91% de la velocidad angular de ruptura, lo que da lugar a una caída de la temperatura de 2250 K desde el centro hasta el borde. La luminosidad total se emite de forma muy poco homogénea, con un flujo UV cinco veces mayor en el polo que en el plano ecuatorial, mientras que el flujo visible a través del infrarrojo cercano es un 70% mayor en el polo que en el plano ecuatorial y un 54% mayor que el que se espera de una estrella A0 V lenta o sin rotación”.

Un “agujero coronal polar” es un agujero coronal que se produce sobre uno o ambos polos de rotación de una estrella que tiene una nube coronal a su alrededor.

“La emisión radiante de los agujeros coronales está muy disminuida en relación con otras regiones coronales”.

La “emisión es proporcional a la integral del cuadrado de la densidad de electrones a lo largo de la línea de visión Los datos de este tipo están, por tanto, muy influenciados por las regiones de alta densidad a lo largo de la línea de visión: la corona baja para las observaciones del disco, y las estructuras más densas que rodean los agujeros coronales para las observaciones del limbo.”

Un “análisis de la región polar norte durante el período comprendido entre el 29 de junio y el 13 de julio de 1973 puede resumirse como sigue. El límite del agujero es esencialmente axisymmetrc alrededor del eje polar y es casi radial de 3 a 6 R⊙. El límite a estas alturas está situado a 25° ± 5° de latitud, aunque es de una extensión mucho menor (límite ~65° de latitud) como se observó cerca de la superficie solar con el experimento de rayos X de American Science and Engineering (AS&E) en el Skylab el aumento del área de la sección transversal del agujero polar desde la superficie hasta 3 R⊙ es aproximadamente 7 veces mayor que para un límite puramente radial.”

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