Sterren/Vega

Main articles: Stralingsastronomie/X-stralen en Röntgenastronomie

Volgens SIMBAD is Vega (alpha Lyrae) (delta Sct type variabele) een röntgenbron in de eerste Einstein-catalogus (1E).

De röntgen “tellingen die van Vega in de HRI zijn waargenomen, zijn zeer waarschijnlijk volledig te wijten aan UV-vervuiling van de fotosferische emissie, en daarom moeten de röntgenluminositeiten voor Vega worden vervangen door bovengrenzen die ten minste een orde van grootte lager liggen, nl, log LX, Vega < 26.6 De HRI-waarneming van Vega is dus volledig consistent met de bovengrens die in de IPC is verkregen, en de enige overblijvende inconsistentie betreffende de röntgenstraling van Vega is het raketexperiment van Topka et al. (1979), die een detectie van Vega melden in een 5 s pointing die 7 tellingen oplevert; naar onze mening sluiten deze auteurs de mogelijkheid van UV-vervuiling echter niet overtuigend uit. Merk in dit verband op dat de IPC’s die werden gebruikt voor de raketvlucht van Topka et al.s (1979) en voor het Einstein Observatorium niet identiek waren.”

“Veel soorten hoofdreekssterren zenden uit in het röntgengedeelte van de spectra. Bij massieve sterren creëren sterke stellaire winden die door de uitgebreide atmosfeer van de ster scheuren röntgenfotonen. Bij sterren met een lagere massa verhitten magnetische velden die door de fotosfeer draaien de fotosfeer voldoende om röntgenstraling te produceren. Maar tussen deze twee mechanismen in, in de late B tot midden A klasse van sterren, zou geen van beide mechanismen voldoende moeten zijn om röntgenstraling te produceren. Maar toen röntgentelescopen deze sterren onderzochten, bleken veel van hen toch röntgenstraling te produceren.”

“Het eerste onderzoek naar de röntgenstraling van deze klasse sterren was het Einstein Observatorium, dat in 1978 werd gelanceerd en in 1982 werd gedesorbeerd. Hoewel de telescoop bevestigde dat deze B- en A-sterren over het algemeen beduidend minder röntgenstraling uitzenden, hadden zeven van de 35 A-type sterren nog steeds enige emissie. Van vier van deze sterren werd bevestigd dat ze in een dubbelstersysteem zaten waarin de secundaire sterren de bron van de röntgenstraling konden zijn, zodat drie van de zeven overbleven met onverklaarde röntgenstraling.”

“De Duitse ROSAT-satelliet vond soortgelijke resultaten en detecteerde 232 röntgensterren in dit bereik. Studies zochten naar verbanden met onregelmatigheden in de spectra van deze sterren en rotatiesnelheden, maar vonden geen correlatie met een van beide. Het vermoeden was dat deze sterren gewoon onopgemerkte begeleiders met een lagere massa verborgen hielden.”

Of “de hoofdster is werkelijk de bron, of er zijn nog ongrijpbaarder, sub-arcsecond binaries die de gegevens vertekenen.”

Op 27 juli 1977, om 05:41:48.1 UTC, een Aerobee 350 of opgevoerde Black Brant gelanceerd vanaf White Sands Missile Range met behulp van Vega als een referentie door zijn ster tracker om zijn positie bij te werken tijdens het manoeuvreren tussen X-ray doelen automatisch waargenomen Vega met zijn X-ray telescoop voor 4,8 s.

De hoeveelheid gedetecteerde fotonen (7) in de band 0,2-0,80 keV komt overeen met een röntgenluminositeit LX ≈ 3 x 1028 ergs s-1.

“De ANS 3 σ bovengrens voor Vega (2,5 x 1028 ergs s-1) is slechts iets lager dan onze fluxmeting.”

“Omdat de röntgenstraling van Vega veel dichter bij die van de zon ligt dan bij de typische galactische röntgenbronnen die tot nu toe zijn gedetecteerd, ligt het voor de hand om processen analoog aan de coronale activiteit van de zon te beschouwen als de verklaring voor de röntgenactiviteit.”

“Vega wordt verondersteld een solitaire ster te zijn, en daarom lijken niet-coronale röntgenproducerende mechanismen uitgesloten te zijn.”

“Vega is de eerste solitaire hoofdreeksster buiten de zon waarvan bekend is dat hij röntgenstraling uitzendt.”

Vega’s “berekende röntgen-oppervlaktelichtsterkte is vergelijkbaar met die van de stille zon Merk echter op, dat vanwege onze zeer korte belichting, het gemiddelde niveau van coronale emissie aanzienlijk kan afwijken van onze enkele meting.”

“Met behulp van schattingen van de stellaire, afgeleid van stelar structuurberekeningen, verkrijgen we een oppervlak röntgenstraling van ~6,4 x 104 ergs cm-2 s-1 voor Vega binnen het bereik van de coronale röntgenstraling van de zon, die kan variëren tussen ~8 x 103 ergs cm-2 s-1 in coronale gaten en ~3 x 106 ergs cm-2 s-1 in actieve regio’s”.

Magnetische “veldactiviteit, die leidt tot coronale verhitting, kan de röntgenstraling van Vega verklaren vanwege de inhomogene verdeling van de magnetische flux aan het oppervlak en de daarmee samenhangende coronale activiteit.”

Dat Vega wordt beschouwd als een röntgenbron berust op één ster-tracking waarneming van 4,8 s door één sonderingsraketvlucht met een röntgendetector die op vele vluchten is meegevlogen en betrouwbare resultaten oplevert.

“Vega is een poolster, sterk afgeplat, snel roterend, de ster vertoont extreme verduistering van de ledematen en een grote afname in effectieve temperatuur van pool tot equator. het best passende model (Teff pool=10150 K, Teff eq = 7900 K, θ = 3,329 mas) heeft de pool 5° gekanteld ten opzichte van de gezichtslijn en roteert met 91% van de hoeksnelheid van het uiteenvallen, wat resulteert in een temperatuurdaling van 2250 K van centrum tot ledemaat. De totale lichtkracht wordt op een zeer niet-homogene manier uitgezonden, waarbij vijf keer zoveel UV-straling van de pool komt als in het equatoriale vlak, terwijl de zichtbare tot nabije IR-stroom ongeveer 70% groter is bij de pool dan in het equatoriale vlak en 54% groter dan verwacht wordt van een langzame of niet-roterende A0 V-ster.”

Een ‘polair coronaal gat’ is een coronaal gat dat optreedt boven een of beide rotatiepolen van een ster met een coronale wolk er omheen.

“De stralingsemissie van coronale gaten is sterk verminderd ten opzichte van andere coronale gebieden”.

De “emissie is evenredig met de integraal van het kwadraat van de elektronendichtheid langs de gezichtslijn Gegevens van dit type worden daarom sterk beïnvloed door gebieden met een hoge dichtheid langs de gezichtslijn – de lage corona voor schijfwaarnemingen, en dichtere structuren rond coronale gaten voor limb-waarnemingen.”

Een “analyse van het noordpoolgebied gedurende de periode 1973 29 juni tot 13 juli kan als volgt worden samengevat. De grens van het gat is in wezen asymmetrisch om de poolas en is bijna radiaal van 3 tot 6 R⊙. De grens op deze hoogten ligt op 25° ± 5° breedtegraad, hoewel hij van veel kleinere omvang is (grens ~65° breedtegraad) zoals waargenomen nabij het zonneoppervlak met het American Science and Engineering (AS&E) röntgen-experiment op Skylab de toename van de dwarsdoorsnede van het poolgat vanaf het oppervlak tot 3 R⊙ is ongeveer 7 maal groter dan voor een zuiver radiale grens.”

Laat een reactie achter

Het e-mailadres wordt niet gepubliceerd. Vereiste velden zijn gemarkeerd met *