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.

يك ستاره مي‌تپد زيرا در تعادل هيدرواستاتيكي نيست. نيروي گراني روي جرم خارجي ستاره كه كاملا به وسيله فشار داخلي متعادل نيست، وارد مي‌شود. اگر ستاره‌اي در اثر افزايش فشار گاز منبسط شود، چگالي ماده و فشار كاهش مي‌يابد تا به نقطه تعادل هيدرواستاتيكي برسد و به سمت بالا پرتاب شود (به دليل تكانه انبساط). سپس، گراني حكفرما شده و ستاره شروع به انقباض مي‌كند. تكانه مواد در حال سقوط، انبساط را در وراي نقطه تعادل حمل مي‌كند. بدين‌ترتيب، دوباره فشار افزايش يافته و چرخه نيز به صورت اول تكرار مي‌شود. در خلال چنين تپشي انرژي از بين مي‌رود و سرانجام اين اتلاف انرژي ميرائي تپش‌ها را به دنبال خواهد داشت. عموميت و نظم ستاره‌هاي تپنده بر تبديل انرژي اتلاف شده به طريقي ديگر دلالت مي‌كند.

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 10000 سال قبل است. این تپ اختر با سرعت سرسام‌آور 89 میلی ثانیه یا حدود 11 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.

آهنگي كه انرژي از درون ستاره به بيرون منتقل مي‌شود، مي‌تواند توسط يك فرآيند ميرائي تغيير كند. كدري داخلي مستقيما بر مقدار انرژي تابشي جذب شده اثر مي‌گذارد. بنابراين يك تغيير كدري مانند يك سوپاپ عمل خواهد كرد. هنگامي كه جو يك ستاره شفاف است، تابش آزادانه شارش مي‌يابد و ستاره روشن مي‌شود. هنگامي كه كدري بيشتر است و از فرار تابش جلوگيري مي‌كند، ستاره كم نور مي‌شود. اگر ستاره در زمان بيشترين كدري متراكم شده باشد، تابش اضافي ميرا مي‌شود و فشاري بر لايه‌هاي خارجي ستاره وارد مي‌كند. اين فرآيند انرژي لازم براي ادامه تپش را فراهم مي‌آورد. جو ستارگان تپنده داراي منطقه‌اي است كه در آن كدري زياد مي‌شود. زيرا هليوم يكبار يونيده، تابش فرابنفش را جذب مي‌كند تا به دوباره يونيده تبديل شود. ناحيه يونيدگي +He (گاهي اوقات منطقه يونيدگي جزئي He ناميده مي‌شود) سردتر از نواحي اطراف است، زيرا معمولا انرژي به كار رفته براي گرم‌ كردن گاز جهت يونيدگي آن به كار مي‌رود. منطقه يونيدگي هليوم در پايداري جو ستاره شركت مي‌كند و بنابراين تپش‌ها دائمي مي‌شوند. (مناطق ديگر يونيدگي ديگر عناصر نظير H و C مي‌توانند به روشي مشابه عمل كنند).

ستارگان تپنده در نواحي كاملا تعريف شده نمودار H-R قرار مي‌گيرند. به عبارتي اين مشاهده مي‌تواند بر حسب عمق منطقه يونيدگي +He توضيح داده شوند. اين عمق به ساختار ستاره وابسته است كه در واقع تابع مرحله‌اي از توسعه ستاره است. هنگامي كه اين منطقه در عمق زياد قرار گيرند عمل سوپاپ براي غلبه بر ميرائي كافي نيست. هنگامي كه اين ناحيه كم عمق است، عمل ميرائي كفايت نمي‌كند و تپش‌ها نيروي لازم را تامين نمي‌كنند. قانون دوره تناوب – تابندگي قادر است هر ستاره‌اي را كه در اثر اين ساز و كار سوپاپ ميرائي ناپايدار مي‌شود، بر حسب موقعيت آن در نمودار H-R توضيح دهد.
به طور كلي مي‌توانيم دوره تناوب تپش ستاره به ميانگين چگالي آن مربوط كنيم. بعد از بيشينه انبساط، لايه‌‌هاي ستاره به طرف داخل سقوط آزاد مي‌كنند. اين سقوط را همانند يك حالت خاص حركت مداري در امتداد خط راست در نظر مي‌گيريم. بنابراين اين گازها از قانون كپلر پيروي مي‌كنند.

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 50000 درجه شروع و تا حدود 2000 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