Stars/Vega

Artigos principais: Astronomia da radiação/raios X e astronomia de raios X

De acordo com SIMBAD, Vega (alfa Lyrae) (variável tipo delta Sct) é uma fonte de raios X no primeiro catálogo de Einstein (1E).

As contagens de raios X “observadas de Vega no HRI são muito provavelmente devidas inteiramente à contaminação UV da emissão fotossférica, e por isso as luminosidades de raios X para Vega devem ser substituídas por limites superiores pelo menos uma ordem de magnitude inferior, ou seja log LX, Vega < 26.6 Assim, a observação do HRI de Vega é completamente consistente com o limite superior obtido no IPC, e a única inconsistência remanescente no que diz respeito à emissão de raios X de Vega é a experiência com foguetes de Topka et al. (1979), que relatam uma detecção de Vega em 5 s apontando com 7 contagens; contudo, na nossa opinião, estes autores não excluem de forma convincente a possibilidade de contaminação por UV. Note-se, neste contexto, que os IPC’s utilizados para o voo de foguete de Topka et al.s’ (1979) e para o Observatório Einstein não eram idênticos”

“Muitos tipos de estrelas de sequência principal emitem na porção de raios X dos espectros. Em estrelas maciças, ventos estelares fortes que rasgam através da atmosfera alargada da estrela criam fotões de raios X. Nas estrelas de massa inferior, os campos magnéticos que torcem através da fotosfera aquecem-na o suficiente para produzir raios X. Mas entre estes dois mecanismos, na classe tardia B a média A de estrelas, nenhum destes mecanismos deveria ser suficiente para produzir raios X. No entanto, quando os telescópios de raios X examinaram estas estrelas, muitos foram encontrados a produzir raios X da mesma forma”

“A primeira exploração da emissão de raios X desta classe de estrelas foi o Observatório Einstein, lançado em 1978 e deorbitado em 1982. Enquanto que o telescópico confirmou que estas estrelas B e A tinham uma emissão de raios X significativamente menor, sete das 35 estrelas do tipo A ainda tinham alguma emissão. Quatro destas foram confirmadas como estando em sistemas binários em que as estrelas secundárias podiam ser a fonte da emissão, deixando três de sete com raios X por explicar”

“O satélite alemão ROSAT encontrou resultados semelhantes, detectando 232 estrelas de raios X nesta gama. Os estudos exploraram ligações com irregularidades nos espectros destas estrelas e velocidades de rotação, mas não encontraram qualquer correlação com nenhuma delas. A suspeita era de que estas estrelas simplesmente escondiam companheiros de massa inferior não detectados”

A estrela principal é verdadeiramente a fonte, ou há ainda mais binários de subarcossegundos esquivos enviesando os dados”

Em 27 de Julho de 1977, às 05:41:48.1 UTC, um Aerobee 350 ou um Brant Negro reforçado lançado de White Sands Missile Range usando Vega como referência pelo seu rastreador de estrelas para actualizar a sua posição enquanto manobrava entre alvos de raios X observou automaticamente Vega com o seu telescópio de raios X durante 4,8 s.

A quantidade de fotões detectados (7) na banda 0,2-0,80 keV corresponde a uma luminosidade de raio X LX ≈ 3 x 1028 erg s-1,

“O limite superior de ANS 3 σ para Vega (2,5 x 1028 ergs s-1) é apenas ligeiramente inferior à nossa medição de fluxo.”

“Porque o raio X de Vega é muito mais próximo do do Sol do que das fontes típicas de raios X galácticos que foram detectadas até à data, é natural considerar processos análogos à actividade coronal solar como a explicação para a actividade de raios X.”

“Pensa-se que Vega é uma estrela solitária, e portanto os mecanismos não coronais de produção de raios X parecem estar excluídos”.

“Vega é a primeira estrela solitária de sequência principal para além do Sol conhecida por ser um emissor de raios X”.

“A luminosidade da superfície de raios X computorizada de Vega é comparável à do Sol silencioso Nota, contudo, que devido à nossa exposição muito curta, o nível médio de emissão coronal pode variar significativamente da nossa medição única.”

“Utilizando estimativas da estelaridade derivada dos cálculos da estrutura estelar, obtemos um raio X de superfície de ~6,4 x 104 ergs cm-2 s-1 para Vega dentro da gama de emissão de raio X coronal solar, que pode variar entre ~8 x 103 ergs cm-2 s-1 em furos coronais e ~3 x 106 ergs cm-2 s-1 em regiões activas”.

Atividade de campo magnética, levando ao aquecimento coronal, pode ser responsável pela emissão de raios X de Vega devido à distribuição não homogénea do fluxo magnético superficial e da actividade coronal associada”

Que Vega é considerado como uma fonte de raios X repousa sobre uma observação de 4,8 s de rastreio estrelado por um voo de foguete com um detector de raios X voado em muitos voos que produz resultados de confiança.

“Vega é um pólo, altamente oblato, de rotação rápida a estrela apresenta um escurecimento extremo dos membros e uma grande diminuição da temperatura efectiva do pólo para o equador. o modelo de melhor ajuste (pólo Teff=10150 K, Teff eq = 7900 K, θ = 3,329 mas) tem o pólo inclinado 5° para a linha de visão e gira a 91% da velocidade angular de ruptura, resultando numa queda de temperatura de 2250 K do centro para o membro. a luminosidade total é emitida de uma forma altamente não homogénea com cinco vezes mais fluxo UV a ser emitido do pólo tal como é emitido no plano equatorial, enquanto que o fluxo visível através de um fluxo próximo do ar é cerca de 70% maior no pólo do que o do plano equatorial e 54% maior do que o esperado de uma estrela A0 V lenta ou não rotativa”

Um ‘buraco coronal polar’ é um buraco coronal que ocorre acima de um ou ambos os pólos rotativos de uma estrela que tem uma nuvem coronal à sua volta.

“A emissão radiante dos furos coronais é grandemente diminuída em relação a outras regiões coronais”.

“A emissão é proporcional ao integral do quadrado da densidade de electrões ao longo da linha de visão Os dados deste tipo são, portanto, fortemente influenciados por regiões de alta densidade ao longo da linha de visão – a baixa coroa para observações em disco, e estruturas mais densas à volta dos furos coronais para observações de membros.”

Uma “análise da região polar norte durante o período de 29 de Junho a 13 de Julho de 1973 pode ser resumida da seguinte forma. O limite do buraco é essencialmente axisymmetrc sobre o eixo polar e é quase radial de 3 a 6 R⊙. O limite nestas alturas situa-se a 25° ± 5° de latitude, embora seja de muito menor extensão (limite ~65° de latitude) como observado perto da superfície solar com a Ciência e Engenharia americana (AS&E) Experiência de raios X no Skylab o aumento da secção transversal do buraco polar da superfície para 3 R⊙ é aproximadamente 7 vezes maior do que para um limite puramente radial”

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