PSR B1929 + 10 یکی از نزدیکترین تپ‌اخترها به زمین است که فاصله اختلاف منظر آن در حدود 2057 سال نوری از خورشید است. دارای دوره چرخش 226.5 میلی ثانیه و سرعت پیش بینی شده 177 کیلومتر بر ثانیه است. ماهیت سحابی باد تپ‌اختر (Pulsar Wind Nebula) PSR B1929 + 10 هنوز به خوبی درک نشده است و محققان اطلاعات کمی از آن در دست دارند.
به گزارش ایسنا و به نقل از تک اکسپلوریست (اصلاح و ویرایش از اورانوس)، اخیراً اخترشناسان کره جنوبی و چین تصویربرداری طیفی پرتو ایکس عمیقی بر روی PSR B1929 + 10 انجام داده‌اند. این عمیق‌ترین تحقیقی است که به بررسی این سیستم پرداخته که داده‌های قابل توجهی درباره نشر از این “سحابی باد تپ‌اختر” (PWN) را آشکار کرده.
طی این مطالعه، ستاره شناس‌ها از داده‌های تلسکوپ‌های فضایی اشعه ایکس “ایکس.ام.ام-نیوتن” (XMM-Newton) متعلق به آژانس فضایی اروپا برای بررسی این سیستم استفاده کردند.
تَپ‌اخترها (Pulsar) ستاره‌های نوترونی به شدت مغناطیده‌ی چرخانی هستند که با سرعت بسیار زیادی دوران می‌کنند و باریکه‌هایی از تشعشع الکترومغناطیسی از قطبهای مغناطیسی خود منتشر می‌کنند. این نوع تابش موجب می‌شود که فقط بخش‌هایی از عالم که دقیقه در راستای محور مغناطیسی تپ‌اختر قرار دارند بتوانند این تابش را ببینند. درست مانن پرتو نور خروجی از فانوس دریایی.
تغییر در تپ‌اختر
محققان طی این مطالعه بیرون‌ریزی محوری پرتو ایکس را در پشت جهت حرکت خاص (Proper Motion) مشاهده کردند که توسط رصدهای قبلی گزارش شده بود آنها کشف کردند که این جریان طولی حدود هشت دقیقه قوسی دارد که دو برابر طول ارزیابی شده توسط تحقیقات سال 2006 است.
به نظر می‌رسد انتشار پرتو ایکس از ریزش محوری در جهتِ مخالفِ حرکتِ خاصِ تپ‌اختر شدیدتر می‌شود.
ستاره‌شناس‌ها انتظار دارند که افزایش شدت طیفی رصدشده ممکن است توسط پروسه معین شتاب‌گیری که همراه این عارضه رخ می‌دهد قابل توضیح باشد. آنها متوجه شدند که انرژی مغناطیسی می‌تواند به انرژی جنبشی ذرات باد تبدیل شود که می تواند شتاب فوق العاده‌ای را در ذرات به‌وجود آورد.
علاوه بر این ریزش، اخترشناس‌ها دو جریان جانبی ضعیف را که نسبت به حرکت خاص گسترش می‌یابد، کشف کردند. جهت گیری‌های آنها مشابه مواردی است که در برخی از دیگر تپ‌اخترهای دارای سحابی باد تپ‌اختر مشاهده شده. محققان این مطالعه پیشنهاد کردند که چنین عارضه‌هایی می‌تواند ناشی از خم شدن ریزش جریان‌های قطبی در اثر فشار رم (Ram Pressure) باشد.
