تپ اختر
تَپْ‌اَخْتَر (pulsar)
منبعی آسمانی که تپ[۱]هایی با بازه‌های منظم، در گسترۀ زمانی چند ثانیه تا چند هزار ثانیه، گسیل می‌کند. تصور می‌شود تپ‌اخترها ستاره‌هایی نوترونی[۲] با چرخش سریع باشند که ضمن چرخش تابش‌هایی با طول موج رادیویی و نیز با سایر طول موج[۳]ها گسیل می‌کنند، جوسلین بل ـ برنل[۴] و آنتونی هیویش[۵] این اجسام را در ۱۹۶۷ در رصدخانۀ اخترشناسی رادیویی مولاردِ[۶] کیمبریج، در انگلستان، کشف کردند. از زمان اولین شناسایی تپ‌اخترها تا ۱۹۹۸، هزار تپ‌اختر کشف شد. تپ‌اخترها ضمن پیرشدن کُندتر می‌شوند و سرانجام از درخشش بازمی‌مانند. در بین ۵۰۰ تپ‌اختر رادیویی[۷] شناخته شده، بیست تپ‌اختر، تپ‌اخترهای میلی‌ثانیه‌ای[۸]اند، و حدود هزار بار در ثانیه می‌تپند. تصور می‌شود چنین تپ‌اخترهایی بیش از ۱میلیارد سال عمر داشته باشند. دو تپ‌اختر، یکی با برآورد عمر ۱۰۰۰ سال در سحابی خرچنگ[۹]، و دیگری با برآورد عمر ۱۱هزار سال در صورت فلکی[۱۰] بادبان[۱۱]، با نور مرئی می‌درخشند. در ۱۹۹۴، نزدیک‌ترین تپ‌اختر به زمین، با نام PSRJ۰۱۰۸-۱۴۳۱، به فاصلۀ ۲۸۰ سال نوری و در صورت فلکی قیطُس[۱۲] کشف شد. تپ‌اخترها در ابتدا منابع فشرده‌ای تلقی می‌شدند که به‌طور منظم و بسیار سریع تپ‌های رادیویی قوی گسیل می‌کنند. کشف نخستین تپ‌اختری که دورۀ تناوبی در حدود ۱.۳۳۷۲۸ ثانیه را داشت، با ناباوری همکاران بِل روبه‌رو شد. در ۱۹۶۸ و بعد از تعیین موقعیت سه تپ‌اختر دیگر، گروه کیمبریج، که بِل هم در آن عضویت داشت، وجود این اجسام را اعلام کرد. این کشف با استفاده از دستگاهی عملی شد که هیوئیش برای بررسی اثرهای سوسوزنی[۱۳] در تابش اختروش[۱۴]ها ساخته بود. یک سال پس از کشف تپ‌اخترها، مشخص شد که ستاره‌هایی نوترونی که سریعاً در چرخش‌اند براثر رُمبش گرانشی[۱۵] ستاره‌ها در انفجارهای ابرنواختری[۱۶] تشکیل می‌شوند. ستاره‌های نوترونی، که وجودشان را لف لانداو[۱۷] بنا به نظریه پیش‌بینی کرده بود (۱۹۳۲)، تقریباً به اندازۀ خورشید جرم دارند، اما شعاعشان حدود دَه کیلومتر است. درنتیجه، چگالی[۱۸] آن‌ها به‌نحوی باورنکردنی زیاد است. بخش عمده‌ای از هر ستارۀ نوترونی مایع است و نوترون‌های آن به‌طور مؤثر با یکدیگر در تماس‌اند، اما شمار پروتون[۱۹]ها و الکترون‌های آزاد هم در آن به حدی است که منجر به رسانندگی الکتریکی زیاد می‌شود. در ناحیۀ مرکزی، که فشار فوق‌العاده زیادی دارد، نوترون‌ها ممکن است به ذرات بنیادی[۲۰] سنگین‌تری تبدیل شده باشند. در سطح، که فشار کمتری دارد، از تجمع نزدیکِ هسته‌های آهن پوسته‌ای بلوری به ضخامت تقریبی یک کیلومتر تشکیل می‌شود. از ترکیب دو عامل رسانندگی الکتریکی[۲۱] زیاد درونی و چرخش بسیار سریع ناشی از پایستگی تکانۀ زاویه‌ای[۲۲] مربوط به رمبش گرانشی اولیه، در واقع چیزی نظیر یک دینام قوی ایجاد می‌شود. ممکن است انتظار داشته باشیم که اُفت تدریجی انرژی منجر به کُندشدن حرکت دینام، و افزایش دائمی دورۀ تناوب آن شود؛ در واقع چنین چیزی را در شماری از تپ‌اخترها مشاهده کرده‌اند. در تپ‌اختر سحابی خرچنگ، افزایش دورۀ تناوب معادل ۰.۰۰۰۰۰۰۳۰۰ ثانیه در روز است، این عددی است که با عمر ۹۰۰سالۀ برآوردشده برای آن سازگاری دارد. این آهنگ کُندشدن نشان می‌دهد که عمر دورۀ فعال هر تپ‌اختر حدود ۱۰۷ سال است. در بعضی تپ‌اخترها، علاوه‌بر کُندشدن پایدار، دورۀ تناوب با تغییرات ناگهانی کوچکی روبه‌رو می‌شود. تصور می‌شود که این تغییرات ناشی از تغییرشکل ناگهانی پوستۀ تپ‌اختر باشد. تپ‌اخترها برای بررسی خاصیت‌های گاز یونیده‌ای[۲۳] مفیدند که فضای بین ستاره‌ای[۲۴] را پُر کرده است. همچنین، با استفاده از این خاصیت‌ها می‌توان فواصل تپ‌اخترها، و سرعت حرکت آن‌ها را در فضا برآورد کرد. بیشتر تپ‌اخترهایی که تاکنون رصد شده‌اند به صفحۀ کهکشانی نزدیک‌اند و در راستای رو به مرکز کهکشان پرشمارترند، سرعت آن‌ها هم به‌نسبت زیاد است. شاید علت آن باشد که تپ‌اخترها، طی انفجارهای نواختری تشکیل‌دهنده‌شان، با قدرت به بیرون پرتاب شده‌اند و سرعت‌شان حاکی از آن است که در حال حاضر فقط در نزدیکی باقی‌ماندۀ جوان‌ترین اَبَرنواخترها[۲۵] یافت می‌شوند.
- ↑ pulse
- ↑ neutron stars
- ↑ wavelengths
- ↑ Jocelyn Bell-Burnell
- ↑ Antony Hewish
- ↑ Mullard Radio Astronomy Observatory
- ↑ radio pulsar
- ↑ millisecond pulsar
- ↑ Crab nebula
- ↑ constellation
- ↑ Vela
- ↑ Cetus
- ↑ scintillation
- ↑ quasar
- ↑ gravitational collapse
- ↑ supernova explosions
- ↑ Lev Landau
- ↑ density
- ↑ proton
- ↑ elemantary particles
- ↑ electrical conductivity
- ↑ angular momentum
- ↑ ionized gas
- ↑ interstellar space
- ↑ supernovae