تپ‌اختر بادبان

تپ‌اختر بادبان

اطلاعات رصدی
مبدأ J2000      اعتدال J2000
صورت فلکی بادبان (صورت فلکی)
بعد ۰۸h ۳۵m ۲۰.۶۵۵۲۵s
میل ‏ ۳۵.۱۵۴۵″ ۱۰′ ‎−۴۵°
قدر ظاهری (ع) ۲۳.۶
اخترسنجی
فاصله۹۵۹ (-۱۶۳,+۲۴۸) سال نوری
(۲۹۴ (-۵۰,+۷۶) پارسک)
نام‌گذاری‌های دیگر
PSR B0833-45, 4U 0833-45, 2CG 263-02, 2E 0833.6-4500, 3EG J0834-4511, H  0833-450, INTEGRAL1 5, SNR G263.6-02.8

تَپ‌اَختر بادبان (به انگلیسی: Vela Pulsar) یک ستاره است که در صورت فلکی بادبان قرار دارد. تپ‌اختر بادبان با نام‌های PSR J0835-4510 یا PSR B0833-45، یک تپ‌اختر رادیویی، نوری، پرتو ایکس و گامابخش است که با بازماندهٔ ابرنواختر بادبان در صورت فلکی بادبان ارتباط دارد. ابرنواختر والد آن که از نوع نوع II بود، حدود ۱۱٬۰۰۰ تا ۱۲٬۳۰۰ سال پیش منفجر شد و در زمان انفجار تقریباً ۸۰۰ سال نوری با زمین فاصله داشت.

ویژگی‌ها

منحنی نورهای پرتو گاما و نور مرئی برای این تپ‌اختر، اقتباس‌شده از Spolon و همکاران (۲۰۱۹)[۱]

بادبان درخشان‌ترین تپ‌اختر (در بسامدهای رادیویی) در آسمان است و ۱۱ بار در هر ثانیه می‌چرخد[۲] (یعنی با دوره‌ای برابر با ۸۹٫۳۳ میلی‌ثانیه که در زمان کشفش کوتاه‌ترین دورهٔ شناخته‌شده بود) و بازماندهٔ ابرنواختر با سرعت ۱٬۲۰۰ کیلومتر بر ثانیه (۷۵۰ مایل بر ثانیه) به بیرون در حال گسترش است.[۳] این جرم سومین مؤلفهٔ نوری درخشان در میان تپ‌اخترهای شناخته‌شده را دارد (با قدر ۲۳٫۶)[۴] که در هر بار تپ رادیویی، دو بار می‌تپد. تپ‌اختر بادبان درخشان‌ترین جرم پایدار در آسمان پرانرژی پرتوهای گاما است.

انتشار تپ‌دار تا ۲۰ تِراالکترون‌ولت از این تپ‌اختر رصد شده‌است و همراه با تپ‌اختر خرچنگ که تابشی تا ۱٫۵ تِراالکترون‌ولت دارد،[۵] این دو تنها تپ‌اخترهای شناخته‌شده‌ای هستند که در این گسترهٔ انرژی تابش دارند.[۶]

پرش‌ها

پرش‌ها افزایش‌های ناگهانی در سرعت چرخش تپ‌اخترها هستند. بادبان شناخته‌شده‌ترین تپ‌اختر پرشی است که به‌طور میانگین هر سه سال یک بار پرش نشان می‌دهد. این رویدادها هنوز قابل پیش‌بینی نیستند.[۷]

در ۱۲ دسامبر ۲۰۱۶، برای نخستین بار پرش این تپ‌اختر به‌طور زنده با یک تلسکوپ رادیویی (تلسکوپ ۲۶ متری در رصدخانه رادیویی مانت پلیزنت) رصد شد که توانایی دیدن تک‌تک تپ‌ها را داشت. این مشاهده نشان داد که تپ‌اختر یک تپ را نادیده گرفت (تپ نکرد) و تپ پیش از آن بسیار پهن بود، در حالی‌که دو تپ بعدی قطبش خطی ضعیفی داشتند.[۸] همچنین مشخص شد که فرایند پرش کمتر از پنج ثانیه طول کشید و این امر امکان برآورد ویژگی‌های فیزیکی تپ‌اختر را فراهم کرد.[۹][۱۰][۷]

در ۲۲ ژوئیه ۲۰۲۱ نیز پرش دیگری رخ داد که در نتیجهٔ آن دورهٔ تناوب تپ‌اختر حدود یک‌میلیونیم کاهش یافت.[۱۱]

به‌طور آماری، نزدیک به ۱٪ از کاهش سرعت چرخشی بلندمدت تپ‌اختر با این پرش‌ها جبران می‌شود، و این نسبت در تپ‌اخترهای دیگر نیز دیده شده‌است.[۱۲][۷]

کارزارهای پژوهشی

ارتباط میان تپ‌اختر بادبان و بازمانده ابرنواختر بادبان که در سال ۱۹۶۸ توسط اخترشناسان دانشگاه سیدنی برقرار شد،[۱۳] نخستین مدرک رصدی مستقیم بود که نشان داد ابرنواخترها باعث شکل‌گیری ستاره نوترونی می‌شوند.

مطالعاتی که کلگ و همکاران با ماهوارهٔ اوهو در سال‌های ۱۹۷۰–۷۱ انجام دادند نشان داد که تپ‌اختر بادبان و بادبان X دو جرم جدا ولی مرتبط فضایی‌اند. واژهٔ «بادبان X» برای توصیف کل بازماندهٔ ابرنواختر به‌کار رفت.[۱۴] وایلر و پاناجیا در ۱۹۸۰ نشان دادند که بادبان X در واقع سحابی باد تپ‌اختر است که درون بازماندهٔ کم‌نورتر ابرنواختر قرار دارد و انرژی آن از تپ‌اختر تأمین می‌شود.[۱۵]

نام‌گذاری

گاهی تپ‌اختر با عنوان «بادبان X» هم یاد می‌شود، اما این پدیده جدا از خودِ تپ‌اختر یا سحابی بادبان X است. در یک پیمایش رادیویی از ناحیهٔ بادبان-کِشتی‌پُشتی در سال‌های ۱۹۵۶–۵۷ با تلسکوپ صلیب میلز سه منبع رادیویی قوی شناسایی شد: بادبان X، بادبان Y و بادبان Z. این منابع در نزدیکی ابرنواختر کشتی‌پُشتی A قرار دارند که آن هم منبع قوی پرتو ایکس و رادیویی است.[۱۶]

نه خود تپ‌اختر و نه هیچ‌یک از سحابی‌های وابسته نباید با بادبان X-1 که یک سامانه دوتایی پرجرم پرتو ایکس است و تنها از نظر ظاهری نزدیک است، اشتباه گرفته شود.

در موسیقی

تابش‌های بادبان و تپ‌اختر PSR B0329+54 توسط آهنگ‌ساز فرانسوی ژرار گریزه به صدای شنیدنی تبدیل شد و در قطعهٔ Le noir de l'étoile (۱۹۹۰–۱۹۸۹) به‌کار رفت.[۱۷][۱۸][۱۹]

نگارخانه

منابع

  1. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Spolon وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  2. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام atnf-vela وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  3. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Lyne1998 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  4. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Mignani2007 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  5. ↑ The H.E.S.S. Collaboration; Aharonian, F.; Benkhali, F. Ait; Aschersleben, J.; Ashkar, H.; Backes, M.; Martins, V. Barbosa; Batzofin, R.; Becherini, Y.; Berge, D.; Bernlöhr, K.; Bi, B.; Böttcher, M.; Boisson, C.; Bolmont, J.; et al. (2023-10-05). "Discovery of a radiation component from the Vela pulsar reaching 20 teraelectronvolts". Nature Astronomy (به انگلیسی). 7 (11): 1341–1350. arXiv:2310.06181. Bibcode:2023NatAs...7.1341H. doi:10.1038/s41550-023-02052-3. ISSN 2397-3366.
  6. ↑ The H.E.S.S. Collaboration; Aharonian, F.; Benkhali, F. Ait; Aschersleben, J.; Ashkar, H.; Backes, M.; Martins, V. Barbosa; Batzofin, R.; Becherini, Y.; Berge, D.; Bernlöhr, K.; Bi, B.; Böttcher, M.; Boisson, C.; Bolmont, J. (2023-10-05). "Discovery of a radiation component from the Vela pulsar reaching 20 teraelectronvolts". Nature Astronomy (به انگلیسی). 7 (11): 1341–1350. arXiv:2310.06181. Bibcode:2023NatAs...7.1341H. doi:10.1038/s41550-023-02052-3. ISSN 2397-3366.
  7. 1 2 3 Antonelli, Marco; Montoli, Alessandro; Pizzochero, Pierre (November 2022), "Insights into the Physics of Neutron Star Interiors from Pulsar Glitches", Astrophysics in the XXI Century with Compact Stars, pp. 219–281, arXiv:2301.12769, doi:10.1142/9789811220944_0007, ISBN 978-981-12-2093-7
  8. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Palfreyman2018 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  9. ↑ Ashton, G. (2019). "Rotational evolution of the Vela pulsar during the 2016 glitch". Nature Astronomy. 3 (12): 1143. arXiv:1907.01124. Bibcode:2019NatAs...3.1143A. doi:10.1038/s41550-019-0844-6.
  10. ↑ Montoli, Alessandro; Antonelli, Marco; Magistrelli, Fabio; Pizzochero, Pierre (October 2020). "Bayesian estimate of the superfluid moments of inertia from the 2016 glitch in the Vela pulsar". Astronomy & Astrophysics. 642: A223. arXiv:2005.01594. Bibcode:2020A&A...642A.223M. doi:10.1051/0004-6361/202038340. ISSN 0004-6361.
  11. ↑ V. Sosa-Fiscella; E. Zubieta; S. del Palacio; F. Garcia; et al. (23 July 2021). "A new Glitch in the Vela Pulsar (PSR B0833-45/PSR J0835-4510)". The Astronomer's Telegram. Retrieved 24 July 2021.
  12. ↑ McKenna, J.; Lyne, A. G. (January 1990). "PSR1737–30 and period discontinuities in young pulsars". Nature (به انگلیسی). 343 (6256): 349–350. Bibcode:1990Natur.343..349M. doi:10.1038/343349a0. ISSN 1476-4687.
  13. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Large1968 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  14. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Kellogg1973 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  15. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Weiler1980 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  16. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Rishbeth1958 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  17. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام DelRe2000 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  18. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Luminet2011 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  19. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام IRCAM وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
This article is issued from ویکی‌پدیا. The text is available under Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0 unless otherwise noted. Additional terms may apply for the media files.