Étoiles/Véga

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Selon SIMBAD, Véga (alpha Lyrae) (variable de type delta Sct) est une source de rayons X dans le premier catalogue d’Einstein (1E).

Les “comptes” de rayons X observés de Véga dans le HRI sont très probablement dus entièrement à la contamination UV de l’émission photosphérique, et donc les luminosités des rayons X pour Véga devraient être remplacées par des limites supérieures d’au moins un ordre de grandeur inférieur, c’est-à-dire, log LX, Véga < 26,6 Ainsi, l’observation HRI de Véga est complètement cohérente avec la limite supérieure obtenue dans l’IPC, et la seule incohérence restante concernant l’émission de rayons X de Véga est l’expérience de fusée de Topka et al. (1979), qui rapporte une détection de Véga dans un pointage de 5 s donnant 7 comptes ; cependant, à notre avis, ces auteurs n’excluent pas de manière convaincante la possibilité d’une contamination UV. Notez dans ce contexte que les IPC utilisés pour le vol en fusée de Topka et al.s (1979) et pour l’Observatoire d’Einstein n’étaient pas identiques.”

“De nombreux types d’étoiles de la séquence principale émettent dans la partie X du spectre. Dans les étoiles massives, de forts vents stellaires déchirant l’atmosphère étendue de l’étoile créent des photons de rayons X. Sur les étoiles de masse plus faible, les champs magnétiques qui se tordent à travers la photosphère la chauffent suffisamment pour produire des rayons X. Mais entre ces deux mécanismes, dans les étoiles de la classe B tardive à A moyenne, aucun de ces mécanismes ne devrait être suffisant pour produire des rayons X. Pourtant, lorsque les télescopes à rayons X ont examiné ces étoiles, on a constaté que beaucoup d’entre elles produisaient tout de même des rayons X.”

“La première exploration de l’émission de rayons X de cette classe d’étoiles a été l’observatoire Einstein, lancé en 1978 et désorbité en 1982. Si le télescope a confirmé que ces étoiles B et A avaient globalement beaucoup moins d’émission de rayons X, sept des 35 étoiles de type A présentaient encore une certaine émission. Quatre d’entre elles ont été confirmées comme étant dans des systèmes binaires dans lesquels les étoiles secondaires pourraient être la source de l’émission, laissant trois des sept avec des rayons X non comptabilisés.”

“Le satellite allemand ROSAT a trouvé des résultats similaires, détectant 232 étoiles à rayons X dans cette gamme. Des études ont exploré les liens avec les irrégularités dans les spectres de ces étoiles et les vitesses de rotation, mais n’ont trouvé aucune corrélation avec l’une ou l’autre. Le soupçon était que ces étoiles cachaient simplement des compagnons de masse inférieure non détectés.”

Soit “l’étoile principale est vraiment la source, soit il y a des binaires sub-arcsecondes encore plus insaisissables qui faussent les données.”

Le 27 juillet 1977, à 05:41:48.1 UTC, un Aerobee 350 ou Black Brant boosté lancé depuis White Sands Missile Range utilisant Véga comme référence par son tracker stellaire pour mettre à jour sa position tout en manœuvrant entre des cibles à rayons X a automatiquement observé Véga avec son télescope à rayons X pendant 4,8 s.

La quantité de photons détectés (7) dans la bande 0,2-0,80 keV correspond à une luminosité X LX ≈ 3 x 1028 erg s-1.

“La limite supérieure ANS 3 σ pour Véga (2,5 x 1028 ergs s-1) n’est que légèrement inférieure à notre mesure de flux.”

“Comme le rayon X de Véga est beaucoup plus proche de celui du Soleil que des sources galactiques typiques de rayons X qui ont été détectées à ce jour, il est naturel de considérer des processus analogues à l’activité coronale solaire comme l’explication de l’activité des rayons X.”

“On pense que Véga est une étoile solitaire, et donc les mécanismes non coronaux de production de rayons X semblent être exclus”.

“Véga est la première étoile solitaire de la séquence principale au-delà du Soleil connue pour être un émetteur de rayons X”.

La “luminosité de surface calculée des rayons X de Véga est comparable à celle du Soleil calme Notez, cependant, qu’en raison de notre très courte exposition, le niveau moyen d’émission coronale peut varier de manière significative par rapport à notre mesure unique.”

“En utilisant les estimations de l’étoile dérivées des calculs de structure stellaire, nous obtenons des rayons X de surface de ~6,4 x 104 ergs cm-2 s-1 pour Véga dans la gamme de l’émission coronale solaire de rayons X, qui peut varier entre ~8 x 103 ergs cm-2 s-1 dans les trous coronaux et ~3 x 106 ergs cm-2 s-1 dans les régions actives”.

L’activité magnétique “de champ, conduisant à un chauffage coronal, peut expliquer l’émission de rayons X de Véga en raison de la distribution inhomogène du flux magnétique de surface et de l’activité coronale associée.”

Que Véga soit considéré comme une source de rayons X repose sur une observation de suivi d’étoile de 4,8 s par un vol de fusée-sonde transportant un détecteur de rayons X embarqué sur de nombreux vols qui donne des résultats dignes de confiance.

“Véga est un pôle sur, fortement oblate, rotateur rapide l’étoile présente un assombrissement extrême des limbes et une grande décrémentation de la température effective du pôle à l’équateur. le meilleur modèle d’ajustement (Teff pole=10150 K, Teff eq = 7900 K, θ = 3,329 mas) a le pôle incliné de 5° par rapport à la ligne de visée et tourne à 91% de la vitesse angulaire de rupture, ce qui entraîne une chute de température de 2250 K du centre au limbe. la luminosité totale est émise de manière très non-homogène, avec cinq fois plus de flux UV émis par le pôle que dans le plan équatorial, tandis que le flux visible à travers le proche IR est environ 70% plus grand au pôle que celui du plan équatorial et 54% plus grand que celui attendu d’une étoile A0 V lente ou non-rotative.”

Un “trou coronal polaire” est un trou coronal qui se produit au-dessus d’un ou des deux pôles de rotation d’une étoile qui a un nuage coronal autour d’elle.

“L’émission rayonnante des trous coronaux est fortement diminuée par rapport aux autres régions coronales”.

L’émission est “proportionnelle à l’intégrale du carré de la densité électronique le long de la ligne de visée Les données de ce type sont donc fortement influencées par les régions de haute densité le long de la ligne de visée – la basse couronne pour les observations de disque, et les structures plus denses entourant les trous coronaux pour les observations de limbe.”

Une “analyse de la région polaire nord pendant la période du 29 juin 1973 au 13 juillet peut être résumée comme suit. La limite du trou est essentiellement axisymétrique autour de l’axe polaire et est presque radiale de 3 à 6 R⊙. La limite à ces hauteurs est située à 25° ± 5° de latitude, bien qu’elle soit d’une étendue beaucoup plus faible (limite ~65° de latitude) comme on l’a observé près de la surface solaire avec l’expérience de rayons X American Science and Engineering (AS&E) sur Skylab l’augmentation de la section transversale du trou polaire de la surface à 3 R⊙ est environ 7 fois plus grande que pour une limite purement radiale.”

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