ساز و کار یک ستاره تپنده

تپ اخترها (Pulsar)‏ یا ستاره های تپنده – ستاره‌های نوترونی چرخانی هستند که با سرعت بسیار زیادی دوران می‌کنند و پالس‌های مداومی از انرژی تابشی به همراه خطوط میدان مغناطیسی قوی را از خود منتشر می‌کنند. برخی از تپ‌اخترها نیز پرتوهای ایکس تابش می‌کنند. ستاره‌های نوترونی در حقیقت بقایای هستهٔ ستارهٔ منفجر شده‌ای هستند که حجم کوچک و چگالی بسیار بالایی دارند. برای نمونه تپ‌اختری به قطر ۲۰ کیلومتر ۱٫۵ برابر جرم خورشید را در خود جای داده‌است. تپ اخترها هنگام تولد دمایی در حدود چند میلیون درجه سلسیوس دارند و بلافاصله شروع به سرد شدن می‌کنند. نحوه و سرعت سرد شدن نیز به مواد تشکیل دهنده و چگالی آن‌ها بستگی دارد.

یک ستاره می‌تپد زیرا در تعادل هیدرواستاتیکی نیست. نیروی گرانی روی جرم خارجی ستاره که کاملا به وسیله فشار داخلی متعادل نیست، وارد می‌شود. اگر ستاره‌ای در اثر افزایش فشار گاز منبسط شود، چگالی ماده و فشار کاهش می‌یابد تا به نقطه تعادل هیدرواستاتیکی برسد و به سمت بالا پرتاب شود (به دلیل تکانه انبساط). سپس، گرانی حکفرما شده و ستاره شروع به انقباض می‌کند. تکانه مواد در حال سقوط، انبساط را در ورای نقطه تعادل حمل می‌کند. بدین‌ترتیب، دوباره فشار افزایش یافته و چرخه نیز به صورت اول تکرار می‌شود. در خلال چنین تپشی انرژی از بین می‌رود و سرانجام این اتلاف انرژی میرائی تپش‌ها را به دنبال خواهد داشت. عمومیت و نظم ستاره‌های تپنده بر تبدیل انرژی اتلاف شده به طریقی دیگر دلالت می‌کند.

crabnebula__pulsar_tides
سحابی خرچنگ ده سال نوری وسعت دارد. دقیقا در مرکز سحابی یک تپ اختر قرار دارد: یک ستاره نوترونی به سنگینی خورشید اما به اندازه یک شهر کوچک. تپ اختر خرچنگ ثانیه‌ای سی بار به دور خود می‌چرخد.
کشف شده‌است که سحابی خرچنگ با سرعتی حدود ۱۰۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه منبسط می‌شود. انتظار می‌رود که این سحابی ٬درچند هزار سال آینده٬ به تدریج در تمام طول موجها کم فروغتر شده و سرانجام ناپدید گردد.

ویدئوی چرخش سرسام آور یک تپ اختر

این ویدئو مربوط به یک تپ اختر از باقی مانده ابرنواختر “ولا” می باشد که مربوط به آثار بجا مانده از انفجار یک ستاره عظیم در حدود ۱۰۰۰۰ سال قبل است. این تپ اختر با سرعت سرسام‌آور ۸۹ میلی ثانیه یا حدود ۱۱ بار در ثانیه به دور خود می‌چرخد.
تپ اخترها ستاره‌های نوترونی چرخانی هستند که با سرعت بسیار زیادی دوران می‌کنند و پالس‌های مداومی از انرژی تابشی به همراه خطوط میدان مغناطیسی قوی را از خود منتشر می‌کنند.

آهنگی که انرژی از درون ستاره به بیرون منتقل می‌شود، می‌تواند توسط یک فرآیند میرائی تغییر کند. کدری داخلی مستقیما بر مقدار انرژی تابشی جذب شده اثر می‌گذارد. بنابراین یک تغییر کدری مانند یک سوپاپ عمل خواهد کرد. هنگامی که جو یک ستاره شفاف است، تابش آزادانه شارش می‌یابد و ستاره روشن می‌شود. هنگامی که کدری بیشتر است و از فرار تابش جلوگیری می‌کند، ستاره کم نور می‌شود. اگر ستاره در زمان بیشترین کدری متراکم شده باشد، تابش اضافی میرا می‌شود و فشاری بر لایه‌های خارجی ستاره وارد می‌کند. این فرآیند انرژی لازم برای ادامه تپش را فراهم می‌آورد. جو ستارگان تپنده دارای منطقه‌ای است که در آن کدری زیاد می‌شود. زیرا هلیوم یکبار یونیده، تابش فرابنفش را جذب می‌کند تا به دوباره یونیده تبدیل شود. ناحیه یونیدگی +He (گاهی اوقات منطقه یونیدگی جزئی He نامیده می‌شود) سردتر از نواحی اطراف است، زیرا معمولا انرژی به کار رفته برای گرم‌ کردن گاز جهت یونیدگی آن به کار می‌رود. منطقه یونیدگی هلیوم در پایداری جو ستاره شرکت می‌کند و بنابراین تپش‌ها دائمی می‌شوند. (مناطق دیگر یونیدگی دیگر عناصر نظیر H و C می‌توانند به روشی مشابه عمل کنند).

ستارگان تپنده در نواحی کاملا تعریف شده نمودار H-R قرار می‌گیرند. به عبارتی این مشاهده می‌تواند بر حسب عمق منطقه یونیدگی +He توضیح داده شوند. این عمق به ساختار ستاره وابسته است که در واقع تابع مرحله‌ای از توسعه ستاره است. هنگامی که این منطقه در عمق زیاد قرار گیرند عمل سوپاپ برای غلبه بر میرائی کافی نیست. هنگامی که این ناحیه کم عمق است، عمل میرائی کفایت نمی‌کند و تپش‌ها نیروی لازم را تامین نمی‌کنند. قانون دوره تناوب – تابندگی قادر است هر ستاره‌ای را که در اثر این ساز و کار سوپاپ میرائی ناپایدار می‌شود، بر حسب موقعیت آن در نمودار H-R توضیح دهد.
به طور کلی می‌توانیم دوره تناوب تپش ستاره به میانگین چگالی آن مربوط کنیم. بعد از بیشینه انبساط، لایه‌‌های ستاره به طرف داخل سقوط آزاد می‌کنند. این سقوط را همانند یک حالت خاص حرکت مداری در امتداد خط راست در نظر می‌گیریم. بنابراین این گازها از قانون کپلر پیروی می‌کنند.
hr-4
نمودار H-R یکی از ابزارهای مهم اخترفیزیکدانان در بررسی ستاره هاست. نمودار هتسپرونگ-راسل و رنگ-قدر نامهای دیگر این نمودار اند. این نمودار تعریف پیچیده ای ندارد ولی نکات بسیار جالب توجهی در بر دارد.

یک دستگاه مختصات دکارتی در نظر بگیرید. محور طول ها را دما و محور عرض ها را درخشندگی ستاره در نظر بگیرید. این نمودار H-R است! البته در اکثر نمودار ها جهت افزایش دما از راست به چپ است یعنی نمودار از حدود ۵۰۰۰۰ درجه شروع و تا حدود ۲۰۰۰ درجه ادامه می یابد که البته این مشکلی ایجاد نمیکند چون دمای ستارگان در بازه ی معینی قرار دارد. در ضمن هر دو محور مقیاسی لگاریتمی دارند. در نمودار H-R گاهی به جای دما از رده ی طیفی و یا اندیس رنگی استفاده می کنند.
اما یکی از جالبترین کاربردهای نمودارH-R بررسی مسیر تحول ستاره روی این نمودار است. ستارگان هنگام تحول دماها و درخشندگی های متفاوتی را تجربه می کنند که با کنار هم قرار دادن این دماها و درخشندگی ها مسیر تحولی ستارگان به دست می آید. این مسیر از آغاز تولد ستاره شروع و تا مرگش ادامه مییابد.

Read More : http://en.wikipedia.org/wiki/Pulsar
http://en.wikipedia.org/wiki/Crab_Nebula
Read More : http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/vela2012.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Neutron_star
http://en.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung%E2%80%93Russell_diagram

image_pdfimage_print
(9 نفر , میانگین : 4٫56 از 5)
لینک کوتاه مقاله : http://bigbangpage.com/?p=1915

سمیر الله وردی

کارشناس عمران، علاقمند به نجوم، کیهان شناسی، فیزیک و تکنولوژی های جدید می باشد و بعنوان نویسنده علمی- نجومی در وب سایت بیگ بنگ فعالیت می کند.

شما ممکن است این را هم بپسندید

پاسخ دهید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *