Stelle/Vega

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Secondo il SIMBAD, Vega (alpha Lyrae) (variabile di tipo delta Sct) è una sorgente di raggi X nel primo catalogo di Einstein (1E).

I “conteggi” di raggi X osservati da Vega nella HRI sono molto probabilmente dovuti interamente alla contaminazione UV dall’emissione fotosferica, e quindi le luminosità di raggi X per Vega dovrebbero essere sostituite da limiti superiori di almeno un ordine di grandezza inferiore, cioè, log LX, Vega < 26.6 Così l’osservazione HRI di Vega è completamente coerente con il limite superiore ottenuto nell’IPC, e l’unica incongruenza che rimane riguardo all’emissione di raggi X da Vega è l’esperimento di Topka et al. (1979), che riportano una rilevazione di Vega in un puntamento di 5 s che produce 7 conteggi; tuttavia, a nostro parere questi autori non escludono in modo convincente la possibilità di contaminazione UV. Si noti in questo contesto che gli IPC utilizzati per il volo a razzo di Topka et al. (1979) e per l’Osservatorio Einstein non erano identici.”

“Molti tipi di stelle di sequenza principale emettono nella porzione di raggi X degli spettri. Nelle stelle massicce, i forti venti stellari che si abbattono sull’atmosfera estesa della stella creano fotoni a raggi X. Nelle stelle di massa inferiore, i campi magnetici che si attorcigliano attraverso la fotosfera la riscaldano a sufficienza per produrre raggi X. Ma tra questi due meccanismi, nelle classi di stelle dalla fine della B alla metà della A, nessuno di questi meccanismi dovrebbe essere sufficiente a produrre raggi X. Eppure, quando i telescopi a raggi X hanno esaminato queste stelle, molti hanno scoperto che producevano raggi X lo stesso.”

“La prima esplorazione dell’emissione di raggi X di questa classe di stelle fu l’Osservatorio Einstein, lanciato nel 1978 e deorbitato nel 1982. Mentre il telescopio confermò che queste stelle di tipo B e A avevano complessivamente un’emissione di raggi X significativamente inferiore, sette delle 35 stelle di tipo A avevano ancora qualche emissione. Quattro di queste sono state confermate come appartenenti a sistemi binari in cui le stelle secondarie potrebbero essere la fonte dell’emissione, lasciando tre delle sette con raggi X inspiegabili.”

“Il satellite tedesco ROSAT ha trovato risultati simili, rilevando 232 stelle a raggi X in questo intervallo. Gli studi hanno esplorato le connessioni con le irregolarità negli spettri di queste stelle e le velocità di rotazione, ma non hanno trovato alcuna correlazione con entrambe. Il sospetto era che queste stelle nascondessero semplicemente delle compagne di massa inferiore non rilevate.”

Oppure “la stella principale è veramente la sorgente, o ci sono delle binari sub-arcosecondarie ancora più sfuggenti che distorcono i dati.”

Il 27 luglio 1977, alle 05:41:48.1 UTC, un Aerobee 350 o un Black Brant potenziato, lanciato dal White Sands Missile Range, usando Vega come riferimento dal suo star tracker per aggiornare la sua posizione mentre manovrava tra i bersagli a raggi X, osservò automaticamente Vega con il suo telescopio a raggi X per 4,8 s.

La quantità di fotoni rilevati (7) nella banda 0,2-0,80 keV corrisponde a una luminosità di raggi X LX ≈ 3 x 1028 erg s-1.

“Il limite superiore ANS 3 σ per Vega (2,5 x 1028 ergs s-1) è solo leggermente inferiore alla nostra misura di flusso.”

“Poiché i raggi X di Vega sono molto più vicini a quelli del Sole che alle tipiche sorgenti galattiche di raggi X che sono state rilevate finora, è naturale considerare processi analoghi all’attività coronale solare come spiegazione dell’attività dei raggi X.”

“Si pensa che Vega sia una stella solitaria, e quindi i meccanismi di produzione di raggi X non coronali sembrano essere esclusi”.

“Vega è la prima stella solitaria di sequenza principale oltre il Sole conosciuta per essere un emettitore di raggi X”.

Vega “la luminosità superficiale di raggi X calcolata è paragonabile a quella del Sole quieto Si noti, tuttavia, che a causa della nostra esposizione molto breve, il livello medio di emissione coronale può variare notevolmente dalla nostra singola misurazione.”

“Usando le stime della struttura stellare derivate dai calcoli della struttura stellare, otteniamo una luminosità superficiale di raggi X di ~6,4 x 104 ergs cm-2 s-1 per Vega all’interno della gamma dell’emissione di raggi X coronale solare, che può variare tra ~8 x 103 ergs cm-2 s-1 nei buchi coronali e ~3 x 106 ergs cm-2 s-1 nelle regioni attive”.

L’attività del campo magnetico, che porta al riscaldamento coronale, può spiegare l’emissione di raggi X di Vega a causa della distribuzione disomogenea del flusso magnetico superficiale e dell’attività coronale associata.”

Che Vega sia considerato una sorgente di raggi X si basa su un’osservazione di 4,8 s di star-tracking di un razzo sonda che trasporta un rivelatore di raggi X volato su molti voli che dà risultati affidabili.

“Vega è un polo-on, altamente oblato, a rotazione rapida, la stella mostra un estremo oscuramento degli arti e una grande diminuzione della temperatura effettiva dal polo all’equatore. il miglior modello di adattamento (Teff polo=10150 K, Teff eq = 7900 K, θ = 3.329 mas) ha il polo inclinato di 5° rispetto alla linea di vista e ruota al 91% della velocità angolare di break-up, con un conseguente calo di temperatura di 2250 K dal centro agli arti. La luminosità totale è emessa in modo altamente non omogeneo, con un flusso UV emesso dal polo cinque volte superiore a quello emesso nel piano equatoriale, mentre il flusso visibile attraverso il near-IR è circa il 70% maggiore al polo rispetto a quello del piano equatoriale e il 54% maggiore di quello atteso da una stella A0 V lenta o non rotante.”

Un ‘buco coronale polare’ è un buco coronale che si verifica sopra uno o entrambi i poli di rotazione di una stella che ha una nube coronale intorno.

“L’emissione radiante dai buchi coronali è molto ridotta rispetto ad altre regioni coronali”.

L’emissione “è proporzionale all’integrale del quadrato della densità di elettroni lungo la linea di vista I dati di questo tipo sono quindi pesantemente influenzati dalle regioni di alta densità lungo la linea di vista – la corona bassa per le osservazioni del disco, e le strutture più dense che circondano i buchi coronali per le osservazioni dell’arto.”

Un’analisi della regione polare settentrionale durante il periodo dal 29 giugno al 13 luglio 1973 può essere riassunta come segue. Il confine del buco è essenzialmente axisymmetrc intorno all’asse polare ed è quasi radiale da 3 a 6 R⊙. Il confine a queste altezze si trova a 25° ± 5° di latitudine, anche se è di estensione molto più piccola (confine ~65° di latitudine) come osservato vicino alla superficie solare con l’esperimento a raggi X dell’American Science and Engineering (AS&E) su Skylab l’aumento della sezione trasversale del foro polare dalla superficie a 3 R⊙ è circa 7 volte maggiore che per un confine puramente radiale.”

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