تپ اختران: تندترین و دورترین آن ها

تا چند سال گذشته، تپ‌اختری که در دل ابرگاز منبسط شونده‌ای به‌نام سمای خرچنگ جای دارد، تند چرخان‌ترین شی سماوی بود. این تپ‌اختر که بازماندۀ ابر نواختر سال 433/1054 بود، جوانترین ستارۀ نوترونی شناخته شده نیز به حساب می‌آمد و در نتیجه درمیان اجرام رمبیدۀ سماوی سریع¬ترین چرخنده بود. دورۀ تناوب آن 33 میلی ثانیه است. اکنون این رکود، با کشف تپ‌اختری موسوم به214+1937 با دورۀ تناوب 5/1 میلی‌ثانیه، به نحو شایان توجهی شکسته شده است. وجود چنین تپ‌اختری مورد انتظار نبود و درنتیجه کشف آن پرسش‌های جدی و بااهمیتی دربارۀ نظریۀ تپ‌اخترها مطرح ساخته است.
تپ‌اختر میلی‌ثانیه‌ای- نامی که بدان شهرت یافته است- نخست درحین مطالعۀ چشمۀ رادیویی مشاهده شد. این چشمه از آن‌رو مورد توجه بود که طیفی مخصوص، تا اندازه‌ای مشخصۀ تپ‌اخترها، داشت (بیکر و دیگر 1982). دورۀ تناوب آن به قدری کوتاه بود که در جستجوهایی که قبلا برای گسیل رادیویی تپ‌تپی انجام شده بود- نظیر بررسی که به کشف تپ‌اخترهای دوتایی انجامید- متوجه آن نشده بودند. دورۀ تناوب آن، پس از ملحوظ داشتن تصحیحات مربوط به پاشندگی میان ستاره‌ای، معادل با 5578/1 میلی‌ثانیه به‌دست آمد.
معمولا از روی تغییر دورۀ اندازه‌گیری شده (اشورت 1983، بیکر 1983)، که فقط درحدود 10 ثانیه است، و با فرض اینکه گسیل امواج الکترومغناطیسی براثر دوران میدان مغناطیسی موجب کندشدن دوران ستاره می‌شود، می‌توان «سن» تپ‌اختر را به‌دست آورد. این سازوکار، که ظاهرا به‌خوبی بربسیاری از تپ‌اخترهای رصدشده قابل اطلاق است، درمورد این تپ‌اختر به حدپایینی برای سن آن می‌انجامد؛ و این نتیجه‌ای است کاملا ناسازگار با سرعت فضایی و شدت گسیل اندازه‌گیری شدۀ آن.
پیداست که این تپ‌اختر از نوع جدیدی است، که در الگوی کلی رفتاری بیشتر اعضای شناخته شدۀ این دسته از ستاره‌های رمبیده نمی‌گنجد. کشف همتای اپتیکی این تپ‌اختر مؤید خواص رادیویی آن است (مچستر1983). علاوه بر این، رصدهای پرتوی حاکی از آن است که ظاهرا از بازماندۀ ابر نواختر هم¬بستۀ آن خبری نیست (بیکر1983).
چندین توضیح برای رفتار این تپ‌اختر ارائه شده است. در نخستین توضیح، ستارۀ نوترونی در منظومه‌ای مزدوج فرض شده بود که سرعت چرخش آن دراثر برافزایش ماده زیاد شده است.(آلفر1982). این توضیح رد شده است زیرا به‌نظر نمی‌رسد که تپ‌اختر در یک منظومۀ مزدوج باشد.
توضیح دیگر این است که میدان¬های مغناظیسی تپ‌اختر به طور غیرعادی ضعیف‌اند.(بوریاکف1983). از آنجا که تصور می‌رود کاهش سرعت چرخش تپ‌اختر معلول تابش دو قطبی مغناطیسی، و دادن گشتاور نیرو به ذرات باشد، میدانهای ضعیفتر اثر ترمزکنندۀ چندان شدیدی نخواهند داشت و به ستاره ظاهر ستارۀ جوانی را می‌دهند. بنابراین تپ‌اختر حالت چرخندگی خود را، که بازماندۀ فرآیند تکوین آن است، به مدت طولانیتری حفظ خواهدکرد. اینکه میدان مغناطیسی این تپ‌اختر چندین مرتبۀ بزرگی ضعیفتر از میدان تپ‌اخترهای معمولی است، می‌تواند توضیحی باشد که چرا این اجرام قبلا آشکار نشده بودند- این اجرام تندتر از آن می‌چرخند که بتوانند در بیشتر بررسیهای جامع (مساحیها) آشکار شوند.
اخیرا تپ‌اختر دیگری موسوم به 290+1953با دورۀ تناوب 1337/6 میلی‌ثانیه کشف شده است.(آرونز1983). مکان آن که با تلسکوپ رادیویی «آرایۀ بسیار بزرگ» معین شده، در نزدیکی چشمۀ اشعۀ گاما است. نکتۀ بسیار غیرمترقبه آن است که این ستارۀ نوترونی در منظومه‌ای مزدوج قرار دارد. مداری تقریبا مستدیر دارد، دورۀ تناوب آن 4 روز و بسیار بلندتر از دوره‌ها‌ی تناوب تپ‌اخترهای مزدوج شناخته شدۀ قبلی است.
کشف اخیر(1983) تپ‌اختر رادیویی در ابر بزرگ ماژلانی، کهکشان مجاور راه شیری، نه فقط بر دانش ما از پیدایش ستاره‌های نوترونی می‌افزاید، بلکه به تعیین فاصلۀ کهکشان ابر بزرگ ماژلانی نیز کمک می‌کنند. این تپ‌اختر که 0529-66 نامیده شد، یک منظومۀ مزدوج پرتو- برافزاینده نیست؛ از این‌رو می‌توان آن‌را مستقیما با همتاهایش در کهکشان خودمان مقایسه کرد. ساختار تپ این تپ‌اختر، فقط دارای یک قلۀ گسیلی است با دورۀ 9757/0 ثانیه(مانند 21+1919 ، نخستین تپ‌اختری که در کهکشان ما کشف شد). دامنۀ آن به نحو قابل ملاحظه‌ای متغیر است. احتمالا ممکن است ارتباطی میان این تپ‌اختر و چشمۀ پرتو- سختی که در نزدیکی آن به فاصلۀ 8 دقیقۀ قوسی قرار دارد، وجود داشته باشد؛ ولی این ارتباط قطعی نیست.
از روی اندازۀ پاشندگی علامت¬هایی که الکترونها در محیط میان ستاره‌ای کهکشان تولید می‌کنند می‌توان گفت که این تپ‌اختر به راستی در ابر بزرگ ماژلانی جای دارد. با مسلم شدن این امر، باید بتوان با استفاده از این تپ‌اختر ضریب فاصله را برای مورد ابرهای ماژلانی مشخص کرد؛ این ضریب کمیت با اهمیتی در کیهان‌شناسی به شمار می‌رود. شباهت فوق‌العادۀ این تپ‌اختر به اجرام کهکشانی، این عقیده را قوت می‌بخشد که تکامل ستاره‌ای در کهکشان ما و در اعضای دیگر «گروه محلی» به‌نحو مشابهی صورت پذیرفته است.