रोश लोब - Revision history

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	*[https://arxiv.org/abs/1408.3635 From Hot Jupiters to Super-Earths via Roche Lobe Overflow] - [[Cornell University]]		*[https://arxiv.org/abs/1408.3635 From Hot Jupiters to Super-Earths via Roche Lobe Overflow] - [[Cornell University]]

	{{DEFAULTSORT:Roche Lobe}}~~[[Category: बाइनरी स्टार्स\|-]] [[Category: गुरुत्वाकर्षण]]~~		{{DEFAULTSORT:Roche Lobe}}

			[[Category:Created On 09/03/2023\|Roche Lobe]]
			[[Category:Lua-based templates\|Roche Lobe]]
	[[Category: Machine Translated Page]]		[[Category:Machine Translated Page\|Roche Lobe]]
	[[Category:~~Created On 09/03/2023~~]]		[[Category:Pages with script errors\|Roche Lobe]]
	[[Category:Vigyan Ready]]		[[Category:Short description with empty Wikidata description\|Roche Lobe]]
			[[Category:Templates Vigyan Ready\|Roche Lobe]]
			[[Category:Templates that add a tracking category\|Roche Lobe]]
			[[Category:Templates that generate short descriptions\|Roche Lobe]]
			[[Category:Templates using TemplateData\|Roche Lobe]]
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	{{Short description\|Gravitationally-binding region around a star in a binary system}}		{{Short description\|Gravitationally-binding region around a star in a binary system}}
	[[खगोल]] विज्ञान में, रोश लोब एक द्विआधारी प्रणाली में एक [[ तारा \|तारे]] के आसपास का क्षेत्र है, जिसके भीतर परिक्रमा करने वाली ~~सामग्री~~ [[गुरुत्वाकर्षण]] से उस तारे से बंधी होती है। यह एक लगभग अश्रु के आकार का क्षेत्र है जो एक महत्वपूर्ण [[गुरुत्वाकर्षण क्षमता]] से घिरा है, अश्रु के शीर्ष के साथ अन्य तारे की ओर इंगित करते हुए (शीर्ष प्रणाली के {{L1}} [[Lagrangian बिंदु\|लैग्रैंगियन बिंदु]] पर ~~है)।~~		[[खगोल]] विज्ञान में, रोश लोब एक द्विआधारी प्रणाली में एक [[ तारा \|तारे]] के आसपास का क्षेत्र है, जिसके भीतर परिक्रमा करने वाली वास्तु [[गुरुत्वाकर्षण]] से उस तारे से बंधी होती है। यह एक लगभग अश्रु के आकार का क्षेत्र है जो एक महत्वपूर्ण [[गुरुत्वाकर्षण क्षमता]] से घिरा है, अश्रु के शीर्ष के साथ अन्य तारे की ओर इंगित करते हुए शीर्ष प्रणाली के {{L1}} [[Lagrangian बिंदु\|लैग्रैंगियन बिंदु]] पर है।

	रोश लोब [[रोश क्षेत्र]] से अलग है, जो एक अधिक विशाल पिंड से [[गड़बड़ी (खगोल विज्ञान)]] के कारण एक [[खगोलीय वस्तु]] के प्रभाव एस्ट्रोडायनामिक्स) के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का अनुमान लगाता है जिसके चारों ओर यह परिक्रमा करता है। यह [[रोश सीमा]] से भी अलग है, जो कि वह दूरी है जिस पर केवल गुरुत्वाकर्षण द्वारा एक साथ रखी गई वस्तु [[ज्वारीय बल\|ज्वारीय बलों]] के कारण टूटने लगती है। रोशे लोब, रोश लिमिट और रोश क्षेत्र का नाम फ्रांसीसी खगोलशास्त्री एडुआर्ड रोशे के नाम पर रखा गया है।		रोश लोब [[रोश क्षेत्र]] से अलग है, जो एक अधिक विशाल पिंड से [[गड़बड़ी (खगोल विज्ञान)]] के कारण एक [[खगोलीय वस्तु]] के प्रभाव एस्ट्रोडायनामिक्स) के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का अनुमान लगाता है जिसके चारों ओर यह परिक्रमा करता है। यह [[रोश सीमा]] से भी अलग है, जो कि वह दूरी है जिस पर केवल गुरुत्वाकर्षण द्वारा एक साथ रखी गई वस्तु [[ज्वारीय बल\|ज्वारीय बलों]] के कारण टूटने लगती है। रोशे लोब, रोश लिमिट और रोश क्षेत्र का नाम फ्रांसीसी खगोलशास्त्री एडुआर्ड रोशे के नाम पर रखा गया है।
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	== मास ट्रांसफर ==		== मास ट्रांसफर ==
	जब कोई तारा "अपने रोश लोब से अधिक" होता है, तो इसकी सतह उसके रोश लोब से आगे निकल जाती है और जो ~~सामग्री~~ रोश लोब के बाहर होती है, वह पहले लैग्रैन्जियन बिंदु के माध्यम से दूसरी वस्तु के रोश लोब में "गिर" सकती है। द्विआधारी विकास में इसे रोश-लोब ओवरफ्लो के माध्यम से मास ट्रांसफर के रूप में जाना जाता है।		जब कोई तारा "अपने रोश लोब से अधिक" होता है, तो इसकी सतह उसके रोश लोब से आगे निकल जाती है और जो वास्तु रोश लोब के बाहर होती है, वह पहले लैग्रैन्जियन बिंदु के माध्यम से दूसरी वस्तु के रोश लोब में "गिर" सकती है। द्विआधारी विकास में इसे रोश-लोब ओवरफ्लो के माध्यम से मास ट्रांसफर के रूप में जाना जाता है।

	सिद्धांत रूप में, बड़े पैमाने पर स्थानांतरण से वस्तु का कुल विघटन हो सकता है, क्योंकि वस्तु के द्रव्यमान में कमी के कारण इसका रोश लोब सिकुड़ जाता है। हालाँकि, सामान्य रूप से ऐसा नहीं होने के कई कारण हैं। सबसे पहले, दाता तारे के द्रव्यमान में कमी के कारण दाता तारा भी सिकुड़ सकता है, संभवतः इस तरह के परिणाम को रोक सकता है। दूसरा, दो बाइनरी घटकों के बीच द्रव्यमान के स्थानांतरण के साथ, कोणीय संवेग भी स्थानांतरित होता है। जबकि बड़े पैमाने पर दाता से कम भारी अभिवृद्धिकर्ता में बड़े पैमाने पर स्थानांतरण सामान्यतः एक सिकुड़ती कक्षा की ओर जाता है, इसके विपरीत कक्षा का विस्तार होता है (द्रव्यमान और कोणीय-गति संरक्षण की धारणा के तहत)। बाइनरी ऑर्बिट के विस्तार से कम नाटकीय सिकुड़न या दाता के रोश लोब का विस्तार भी होगा, जो अधिकांशतः दाता के विनाश को रोकता है।		सिद्धांत रूप में, बड़े पैमाने पर स्थानांतरण से वस्तु का कुल विघटन हो सकता है, क्योंकि वस्तु के द्रव्यमान में कमी के कारण इसका रोश लोब सिकुड़ जाता है। हालाँकि, सामान्य रूप से ऐसा नहीं होने के कई कारण हैं। सबसे पहले, दाता तारे के द्रव्यमान में कमी के कारण दाता तारा भी सिकुड़ सकता है, संभवतः इस तरह के परिणाम को रोक सकता है। दूसरा, दो बाइनरी घटकों के बीच द्रव्यमान के स्थानांतरण के साथ, कोणीय संवेग भी स्थानांतरित होता है। जबकि बड़े पैमाने पर दाता से कम भारी अभिवृद्धिकर्ता में बड़े पैमाने पर स्थानांतरण सामान्यतः एक सिकुड़ती कक्षा की ओर जाता है, इसके विपरीत कक्षा का विस्तार होता है (द्रव्यमान और कोणीय-गति संरक्षण की धारणा के तहत)। बाइनरी ऑर्बिट के विस्तार से कम नाटकीय सिकुड़न या दाता के रोश लोब का विस्तार भी होगा, जो अधिकांशतः दाता के विनाश को रोकता है।

alpha>Anil: /* केस बी */

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केस बी

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	रोश लोब [[रोश क्षेत्र]] से अलग है, जो एक अधिक विशाल पिंड से [[गड़बड़ी (खगोल विज्ञान)]] के कारण एक [[खगोलीय वस्तु]] के प्रभाव एस्ट्रोडायनामिक्स) के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का अनुमान लगाता है जिसके चारों ओर यह परिक्रमा करता है। यह [[रोश सीमा]] से भी अलग है, जो कि वह दूरी है जिस पर केवल गुरुत्वाकर्षण द्वारा एक साथ रखी गई वस्तु [[ज्वारीय बल\|ज्वारीय बलों]] के कारण टूटने लगती है। रोशे लोब, रोश लिमिट और रोश क्षेत्र का नाम फ्रांसीसी खगोलशास्त्री एडुआर्ड रोशे के नाम पर रखा गया है।		रोश लोब [[रोश क्षेत्र]] से अलग है, जो एक अधिक विशाल पिंड से [[गड़बड़ी (खगोल विज्ञान)]] के कारण एक [[खगोलीय वस्तु]] के प्रभाव एस्ट्रोडायनामिक्स) के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का अनुमान लगाता है जिसके चारों ओर यह परिक्रमा करता है। यह [[रोश सीमा]] से भी अलग है, जो कि वह दूरी है जिस पर केवल गुरुत्वाकर्षण द्वारा एक साथ रखी गई वस्तु [[ज्वारीय बल\|ज्वारीय बलों]] के कारण टूटने लगती है। रोशे लोब, रोश लिमिट और रोश क्षेत्र का नाम फ्रांसीसी खगोलशास्त्री एडुआर्ड रोशे के नाम पर रखा गया है।
	== परिभाषा ==		== परिभाषा ==
	[[Image:RochePotential.jpg\|thumb\|सह-घूर्णन फ्रेम में 2 के द्रव्यमान अनुपात के साथ एक बाइनरी स्टार में [[रोश क्षमता]] का त्रि-आयामी प्रतिनिधित्व। आकृति के निचले भाग में समविभव भूखंड में छोटी बूंद के आकार के आंकड़े परिभाषित करते हैं कि ~~सितारों~~ के रोश लोब क्या माने जाते हैं। {{L1}}, {{L2}} और {{L3}} लैग्रेंजियन बिंदु हैं जहां बल (घूर्णन फ्रेम में माना जाता है) रद्द हो जाते हैं। मास काठी बिंदु के माध्यम से बह सकता है {{L1}} एक तारे से उसके साथी तक, यदि तारा अपने रोश लोब को भरता है।<ref>[http://hemel.waarnemen.com/Informatie/Sterren/hoofdstuk6.html#mtr Source]</ref>]]		[[Image:RochePotential.jpg\|thumb\|सह-घूर्णन फ्रेम में 2 के द्रव्यमान अनुपात के साथ एक बाइनरी स्टार में [[रोश क्षमता]] का त्रि-आयामी प्रतिनिधित्व। आकृति के निचले भाग में समविभव भूखंड में छोटी बूंद के आकार के आंकड़े परिभाषित करते हैं कि तारो के रोश लोब क्या माने जाते हैं। {{L1}}, {{L2}} और {{L3}} लैग्रेंजियन बिंदु हैं जहां बल (घूर्णन फ्रेम में माना जाता है) रद्द हो जाते हैं। मास काठी बिंदु के माध्यम से बह सकता है {{L1}} एक तारे से उसके साथी तक, यदि तारा अपने रोश लोब को भरता है।<ref>[http://hemel.waarnemen.com/Informatie/Sterren/hoofdstuk6.html#mtr Source]</ref>]]
	[[File:Roche_potential.stl\|thumb\|upright=1.5\|एसटीएल (फ़ाइल_प्रारूप) दो कक्षीय पिंडों की रोश क्षमता का, आधा सतह के रूप में और आधा जाल के रूप में प्रस्तुत किया गया]]एक गोलाकार कक्षा के साथ एक द्विआधारी प्रणाली में, यह अधिकांशतः एक समन्वय प्रणाली में प्रणाली का वर्णन करने के लिए उपयोगी होता है जो वस्तुओं के साथ घूमता है। इस गैर-जड़त्वीय फ्रेम में, गुरुत्वाकर्षण के अतिरिक्त [[केन्द्रापसारक बल (घूर्णन संदर्भ फ्रेम)]] पर विचार करना चाहिए। दोनों को एक साथ एक [[अदिश क्षमता]] द्वारा वर्णित किया जा सकता है, जिससे कि, उदाहरण के लिए, तारकीय सतह समविभव सतहों के साथ स्थित हों।		[[File:Roche_potential.stl\|thumb\|upright=1.5\|एसटीएल (फ़ाइल_प्रारूप) दो कक्षीय पिंडों की रोश क्षमता का, आधा सतह के रूप में और आधा जाल के रूप में प्रस्तुत किया गया]]एक गोलाकार कक्षा के साथ एक द्विआधारी प्रणाली में, यह अधिकांशतः एक समन्वय प्रणाली में प्रणाली का वर्णन करने के लिए उपयोगी होता है जो वस्तुओं के साथ घूमता है। इस गैर-जड़त्वीय फ्रेम में, गुरुत्वाकर्षण के अतिरिक्त [[केन्द्रापसारक बल (घूर्णन संदर्भ फ्रेम)]] पर विचार करना चाहिए। दोनों को एक साथ एक [[अदिश क्षमता]] द्वारा वर्णित किया जा सकता है, जिससे कि, उदाहरण के लिए, तारकीय सतह समविभव सतहों के साथ स्थित हों।

	प्रत्येक तारे के करीब, समान गुरुत्वाकर्षण क्षमता वाली सतहें लगभग गोलाकार होती हैं और निकटवर्ती तारे के साथ संकेंद्रित होती हैं। तारकीय प्रणाली से दूर, समविभव लगभग दीर्घवृत्ताभ होते हैं और तारकीय केंद्रों से जुड़ने वाली धुरी के समानांतर होते हैं। एक महत्वपूर्ण समविभव स्वयं को सिस्टम के {{L1}} लैग्रैंगियन बिंदु पर काटता है, प्रत्येक लोब के केंद्र में दो ~~सितारों~~ में से एक के साथ दो-लोब वाला आठ का आंकड़ा बनाता है। यह गंभीर समविभव रोशे लोब्स को परिभाषित करता है।<ref name="pacz71">{{Cite journal\| first1 = B. \| title = क्लोज़ बाइनरी सिस्टम्स में विकासवादी प्रक्रियाएं\| journal = Annual Review of Astronomy and Astrophysics\| last1 = Paczynski \| volume = 9 \| pages = 183–208 \| year = 1971 \| doi = 10.1146/annurev.aa.09.090171.001151\| bibcode=1971ARA&A...9..183P}}</ref>		प्रत्येक तारे के करीब, समान गुरुत्वाकर्षण क्षमता वाली सतहें लगभग गोलाकार होती हैं और निकटवर्ती तारे के साथ संकेंद्रित होती हैं। तारकीय प्रणाली से दूर, समविभव लगभग दीर्घवृत्ताभ होते हैं और तारकीय केंद्रों से जुड़ने वाली धुरी के समानांतर होते हैं। एक महत्वपूर्ण समविभव स्वयं को सिस्टम के {{L1}} लैग्रैंगियन बिंदु पर काटता है, प्रत्येक लोब के केंद्र में दो तारो में से एक के साथ दो-लोब वाला आठ का आंकड़ा बनाता है। यह गंभीर समविभव रोशे लोब्स को परिभाषित करता है।<ref name="pacz71">{{Cite journal\| first1 = B. \| title = क्लोज़ बाइनरी सिस्टम्स में विकासवादी प्रक्रियाएं\| journal = Annual Review of Astronomy and Astrophysics\| last1 = Paczynski \| volume = 9 \| pages = 183–208 \| year = 1971 \| doi = 10.1146/annurev.aa.09.090171.001151\| bibcode=1971ARA&A...9..183P}}</ref>

	जहां सह-घूर्णन फ्रेम के सापेक्ष बड़े पैमाने पर स्थानांतरण होता है, ऐसा लगता है कि [[कोरिओलिस बल]] द्वारा कार्य किया जा रहा है। यह रोश लोब मॉडल से व्युत्पन्न नहीं है क्योंकि कोरिओलिस बल एक गैर-[[रूढ़िवादी बल]] है (यानी स्केलर क्षमता द्वारा प्रतिनिधित्व योग्य नहीं)।		जहां सह-घूर्णन फ्रेम के सापेक्ष बड़े पैमाने पर स्थानांतरण होता है, ऐसा लगता है कि [[कोरिओलिस बल]] द्वारा कार्य किया जा रहा है। यह रोश लोब मॉडल से व्युत्पन्न नहीं है क्योंकि कोरिओलिस बल एक गैर-[[रूढ़िवादी बल]] है (यानी स्केलर क्षमता द्वारा प्रतिनिधित्व योग्य नहीं)।
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	====एएल देर से ओवरटेक करना====		====एएल देर से ओवरटेक करना====
	वह ~~मामला~~ जब वह तारा जो शुरू में दाता था, एक [[सुपरनोवा]] से गुज़रता है, जब दूसरा तारा अपने स्वयं के आरएलओएफ दौर से गुज़रता है।		वह स्थिति जब वह तारा जो शुरू में दाता था, एक [[सुपरनोवा]] से गुज़रता है, जब दूसरा तारा अपने स्वयं के आरएलओएफ दौर से गुज़रता है।

	==== एबी बाइनरी ====		==== एबी बाइनरी ====
	वह ~~मामला~~ जहां सितारे आगे और पीछे स्विच करते हैं जिसके बीच कम से कम तीन बार आरएलओएफ गुजर रहा है (तकनीकी रूप से ऊपर का एक उपवर्ग)।		वह स्थिति जहां सितारे आगे और पीछे स्विच करते हैं जिसके बीच कम से कम तीन बार आरएलओएफ गुजर रहा है (तकनीकी रूप से ऊपर का एक उपवर्ग)।

	====एएन कोई ओवरटेकिंग नहीं====		====एएन कोई ओवरटेकिंग नहीं====
	वह ~~मामला~~ जब वह तारा जो शुरू में दाता था, दूसरे तारे के आरएलओएफ चरण में पहुंचने से पहले एक सुपरनोवा से गुजरता है।		वह स्थिति जब वह तारा जो शुरू में दाता था, दूसरे तारे के आरएलओएफ चरण में पहुंचने से पहले एक सुपरनोवा से गुजरता है।

	====एजी जायंट ====		====एजी जायंट ====
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	=== केस बी ===		=== केस बी ===
	केस बी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता पोस्ट-कोर हाइड्रोजन बर्निंग/हाइड्रोजन शेल बर्निंग स्टार होता है। इस ~~मामले~~ को आगे बीआर और बीसी वर्गों में उपविभाजित किया जा सकता है,<ref name=":0">{{Cite journal\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Mennekens\|first2=N.\|date=2014-04-01\|title=Massive double compact object mergers: gravitational wave sources and r-process element production sites\|journal=Astronomy & Astrophysics\|volume=564\|pages=A134\|doi=10.1051/0004-6361/201322198\|arxiv=1307.0959\|bibcode=2014A&A...564A.134M\|issn=0004-6361\|doi-access=free}}</ref>जो कि [[विकिरण क्षेत्र]] (बीआर) के वर्चस्व वाले तारे से बड़े पैमाने पर स्थानांतरण होता है और इसलिए अधिकांश केस A आरएलओएफ या संवहनी क्षेत्र के साथ स्थिति के रूप में विकसित होता है। जिसके पश्चात एक [[सामान्य लिफाफा]] चरण हो सकता है (केस सी के समान)।<ref name=":1">{{Cite book\|url=https://books.google.com/books?id=lVP2I0mMJUEC\|title=सबसे चमकीला बायनेरिज़\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Rensbergen\|first2=W. van\|last3=Loore\|first3=C. de\|date=2001-11-30\|publisher=Springer Science & Business Media\|isbn=9781402003769}}</ref> स्थितियों का एक वैकल्पिक विभाजन बीए, बीबी और बीसी है जो मोटे तौर पर आरएलओएफ चरणों के अनुरूप होते हैं जो हीलियम संलयन के समय, हीलियम संलयन के पश्चात लेकिन कार्बन संलयन से पहले या अत्यधिक विकसित तारे में कार्बन संलयन के पश्चात होते हैं।।<ref name=":2">{{Cite journal\|last1=Bhattacharya\|first1=D\|last2=van den Heuvel\|first2=E. P. J\|date=1991-05-01\|title=बाइनरी और मिलीसेकंड रेडियो पल्सर का गठन और विकास\|journal=Physics Reports\|volume=203\|issue=1\|pages=1–124\|doi=10.1016/0370-1573(91)90064-S\|bibcode=1991PhR...203....1B\|issn=0370-1573}}</ref>		केस बी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता पोस्ट-कोर हाइड्रोजन बर्निंग/हाइड्रोजन शेल बर्निंग स्टार होता है। इस स्थिति को आगे बीआर और बीसी वर्गों में उपविभाजित किया जा सकता है,<ref name=":0">{{Cite journal\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Mennekens\|first2=N.\|date=2014-04-01\|title=Massive double compact object mergers: gravitational wave sources and r-process element production sites\|journal=Astronomy & Astrophysics\|volume=564\|pages=A134\|doi=10.1051/0004-6361/201322198\|arxiv=1307.0959\|bibcode=2014A&A...564A.134M\|issn=0004-6361\|doi-access=free}}</ref>जो कि [[विकिरण क्षेत्र]] (बीआर) के वर्चस्व वाले तारे से बड़े पैमाने पर द्रव्यमान स्थानांतरण होता है और इसलिए अधिकांश केस A आरएलओएफ या संवहनी क्षेत्र के साथ स्थिति के रूप में विकसित होता है। जिसके पश्चात एक [[सामान्य लिफाफा]] चरण हो सकता है (केस सी के समान)।<ref name=":1">{{Cite book\|url=https://books.google.com/books?id=lVP2I0mMJUEC\|title=सबसे चमकीला बायनेरिज़\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Rensbergen\|first2=W. van\|last3=Loore\|first3=C. de\|date=2001-11-30\|publisher=Springer Science & Business Media\|isbn=9781402003769}}</ref> स्थितियों का एक वैकल्पिक विभाजन बीए, बीबी और बीसी है जो मोटे तौर पर आरएलओएफ चरणों के अनुरूप होते हैं जो हीलियम संलयन के समय, हीलियम संलयन के पश्चात लेकिन कार्बन संलयन से पहले या अत्यधिक विकसित तारे में कार्बन संलयन के पश्चात होते हैं।।<ref name=":2">{{Cite journal\|last1=Bhattacharya\|first1=D\|last2=van den Heuvel\|first2=E. P. J\|date=1991-05-01\|title=बाइनरी और मिलीसेकंड रेडियो पल्सर का गठन और विकास\|journal=Physics Reports\|volume=203\|issue=1\|pages=1–124\|doi=10.1016/0370-1573(91)90064-S\|bibcode=1991PhR...203....1B\|issn=0370-1573}}</ref>
	=== केस सी ===		=== केस सी ===
	केस सी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता हीलियम शेल बर्निंग चरण पर या उससे आगे होता है। ये प्रणालियां सबसे दुर्लभ हैं, लेकिन यह [[चयन पूर्वाग्रह]] के कारण हो सकती हैं।<ref>{{Cite book\|url=https://www.cambridge.org/core/books/accretion-processes-in-astrophysics/evolution-of-binary-systems/FDC0B88B3CA72986332E787158E859B9\|title=बाइनरी सिस्टम का विकास\|last=Podsiadlowski\|first=Philipp\|date=February 2014\|website=Accretion Processes in Astrophysics\|pages=45–88 \|doi=10.1017/CBO9781139343268.003 \|isbn=9781139343268 \|access-date=2019-08-12}}</ref>		केस सी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता हीलियम शेल बर्निंग चरण पर या उससे आगे होता है। ये प्रणालियां सबसे दुर्लभ हैं, लेकिन यह [[चयन पूर्वाग्रह]] के कारण हो सकती हैं।<ref>{{Cite book\|url=https://www.cambridge.org/core/books/accretion-processes-in-astrophysics/evolution-of-binary-systems/FDC0B88B3CA72986332E787158E859B9\|title=बाइनरी सिस्टम का विकास\|last=Podsiadlowski\|first=Philipp\|date=February 2014\|website=Accretion Processes in Astrophysics\|pages=45–88 \|doi=10.1017/CBO9781139343268.003 \|isbn=9781139343268 \|access-date=2019-08-12}}</ref>

alpha>Anil at 04:03, 23 March 2023

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	== परिभाषा ==		== परिभाषा ==
	[[Image:RochePotential.jpg\|thumb\|सह-घूर्णन फ्रेम में 2 के द्रव्यमान अनुपात के साथ एक बाइनरी स्टार में [[रोश क्षमता]] का त्रि-आयामी प्रतिनिधित्व। आकृति के निचले भाग में समविभव भूखंड में छोटी बूंद के आकार के आंकड़े परिभाषित करते हैं कि सितारों के रोश लोब क्या माने जाते हैं। {{L1}}, {{L2}} और {{L3}} लैग्रेंजियन बिंदु हैं जहां बल (घूर्णन फ्रेम में माना जाता है) रद्द हो जाते हैं। मास काठी बिंदु के माध्यम से बह सकता है {{L1}} एक तारे से उसके साथी तक, यदि तारा अपने रोश लोब को भरता है।<ref>[http://hemel.waarnemen.com/Informatie/Sterren/hoofdstuk6.html#mtr Source]</ref>]]		[[Image:RochePotential.jpg\|thumb\|सह-घूर्णन फ्रेम में 2 के द्रव्यमान अनुपात के साथ एक बाइनरी स्टार में [[रोश क्षमता]] का त्रि-आयामी प्रतिनिधित्व। आकृति के निचले भाग में समविभव भूखंड में छोटी बूंद के आकार के आंकड़े परिभाषित करते हैं कि सितारों के रोश लोब क्या माने जाते हैं। {{L1}}, {{L2}} और {{L3}} लैग्रेंजियन बिंदु हैं जहां बल (घूर्णन फ्रेम में माना जाता है) रद्द हो जाते हैं। मास काठी बिंदु के माध्यम से बह सकता है {{L1}} एक तारे से उसके साथी तक, यदि तारा अपने रोश लोब को भरता है।<ref>[http://hemel.waarnemen.com/Informatie/Sterren/hoofdstuk6.html#mtr Source]</ref>]]
	[[File:Roche_potential.stl\|thumb\|upright=1.5\|~~लिंक=http://viewstl.com/classic/?embedded&url=http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/86/Roche_potential.stl&shading=smooth&orientation=bottom&bgcolor=black\|STL_~~(~~file_format~~) दो कक्षीय पिंडों की रोश क्षमता का, आधा सतह के रूप में और आधा जाल के रूप में प्रस्तुत किया गया]]एक गोलाकार कक्षा के साथ एक द्विआधारी प्रणाली में, यह अधिकांशतः एक समन्वय प्रणाली में प्रणाली का वर्णन करने के लिए उपयोगी होता है जो वस्तुओं के साथ घूमता है। इस गैर-जड़त्वीय फ्रेम में, गुरुत्वाकर्षण के अतिरिक्त [[केन्द्रापसारक बल (घूर्णन संदर्भ फ्रेम)]] पर विचार करना चाहिए। दोनों को एक साथ एक [[अदिश क्षमता]] द्वारा वर्णित किया जा सकता है, जिससे कि, उदाहरण के लिए, तारकीय सतह समविभव सतहों के साथ स्थित हों।		[[File:Roche_potential.stl\|thumb\|upright=1.5\|एसटीएल (फ़ाइल_प्रारूप) दो कक्षीय पिंडों की रोश क्षमता का, आधा सतह के रूप में और आधा जाल के रूप में प्रस्तुत किया गया]]एक गोलाकार कक्षा के साथ एक द्विआधारी प्रणाली में, यह अधिकांशतः एक समन्वय प्रणाली में प्रणाली का वर्णन करने के लिए उपयोगी होता है जो वस्तुओं के साथ घूमता है। इस गैर-जड़त्वीय फ्रेम में, गुरुत्वाकर्षण के अतिरिक्त [[केन्द्रापसारक बल (घूर्णन संदर्भ फ्रेम)]] पर विचार करना चाहिए। दोनों को एक साथ एक [[अदिश क्षमता]] द्वारा वर्णित किया जा सकता है, जिससे कि, उदाहरण के लिए, तारकीय सतह समविभव सतहों के साथ स्थित हों।

	प्रत्येक तारे के करीब, समान गुरुत्वाकर्षण क्षमता वाली सतहें लगभग गोलाकार होती हैं और निकटवर्ती तारे के साथ संकेंद्रित होती हैं। तारकीय प्रणाली से दूर, समविभव लगभग दीर्घवृत्ताभ होते हैं और तारकीय केंद्रों से जुड़ने वाली धुरी के समानांतर होते हैं। एक महत्वपूर्ण समविभव स्वयं को सिस्टम के {{L1}} लैग्रैंगियन बिंदु पर काटता है, प्रत्येक लोब के केंद्र में दो सितारों में से एक के साथ दो-लोब वाला आठ का आंकड़ा बनाता है। यह गंभीर समविभव रोशे लोब्स को परिभाषित करता है।<ref name="pacz71">{{Cite journal\| first1 = B. \| title = क्लोज़ बाइनरी सिस्टम्स में विकासवादी प्रक्रियाएं\| journal = Annual Review of Astronomy and Astrophysics\| last1 = Paczynski \| volume = 9 \| pages = 183–208 \| year = 1971 \| doi = 10.1146/annurev.aa.09.090171.001151\| bibcode=1971ARA&A...9..183P}}</ref>		प्रत्येक तारे के करीब, समान गुरुत्वाकर्षण क्षमता वाली सतहें लगभग गोलाकार होती हैं और निकटवर्ती तारे के साथ संकेंद्रित होती हैं। तारकीय प्रणाली से दूर, समविभव लगभग दीर्घवृत्ताभ होते हैं और तारकीय केंद्रों से जुड़ने वाली धुरी के समानांतर होते हैं। एक महत्वपूर्ण समविभव स्वयं को सिस्टम के {{L1}} लैग्रैंगियन बिंदु पर काटता है, प्रत्येक लोब के केंद्र में दो सितारों में से एक के साथ दो-लोब वाला आठ का आंकड़ा बनाता है। यह गंभीर समविभव रोशे लोब्स को परिभाषित करता है।<ref name="pacz71">{{Cite journal\| first1 = B. \| title = क्लोज़ बाइनरी सिस्टम्स में विकासवादी प्रक्रियाएं\| journal = Annual Review of Astronomy and Astrophysics\| last1 = Paczynski \| volume = 9 \| pages = 183–208 \| year = 1971 \| doi = 10.1146/annurev.aa.09.090171.001151\| bibcode=1971ARA&A...9..183P}}</ref>
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	=== केस बी ===		=== केस बी ===
	केस बी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता पोस्ट-कोर हाइड्रोजन बर्निंग/हाइड्रोजन शेल बर्निंग स्टार होता है। इस मामले को आगे Br और Bc वर्गों में उपविभाजित किया जा सकता है,<ref name=":0">{{Cite journal\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Mennekens\|first2=N.\|date=2014-04-01\|title=Massive double compact object mergers: gravitational wave sources and r-process element production sites\|journal=Astronomy & Astrophysics\|volume=564\|pages=A134\|doi=10.1051/0004-6361/201322198\|arxiv=1307.0959\|bibcode=2014A&A...564A.134M\|issn=0004-6361\|doi-access=free}}</ref>जो कि [[विकिरण क्षेत्र]] (Br) के वर्चस्व वाले तारे से बड़े पैमाने पर स्थानांतरण होता है और इसलिए अधिकांश केस A आरएलओएफ या संवहनी क्षेत्र के साथ स्थिति के रूप में विकसित होता है। जिसके पश्चात एक [[सामान्य लिफाफा]] चरण हो सकता है (केस सी के समान)।<ref name=":1">{{Cite book\|url=https://books.google.com/books?id=lVP2I0mMJUEC\|title=सबसे चमकीला बायनेरिज़\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Rensbergen\|first2=W. van\|last3=Loore\|first3=C. de\|date=2001-11-30\|publisher=Springer Science & Business Media\|isbn=9781402003769}}</ref> स्थितियों का एक वैकल्पिक विभाजन बीए, बीबी और बीसी है जो मोटे तौर पर आरएलओएफ चरणों के अनुरूप होते हैं जो हीलियम संलयन के समय, हीलियम संलयन के पश्चात लेकिन कार्बन संलयन से पहले या अत्यधिक विकसित तारे में कार्बन संलयन के पश्चात होते हैं।।<ref name=":2">{{Cite journal\|last1=Bhattacharya\|first1=D\|last2=van den Heuvel\|first2=E. P. J\|date=1991-05-01\|title=बाइनरी और मिलीसेकंड रेडियो पल्सर का गठन और विकास\|journal=Physics Reports\|volume=203\|issue=1\|pages=1–124\|doi=10.1016/0370-1573(91)90064-S\|bibcode=1991PhR...203....1B\|issn=0370-1573}}</ref>		केस बी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता पोस्ट-कोर हाइड्रोजन बर्निंग/हाइड्रोजन शेल बर्निंग स्टार होता है। इस मामले को आगे बीआर और बीसी वर्गों में उपविभाजित किया जा सकता है,<ref name=":0">{{Cite journal\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Mennekens\|first2=N.\|date=2014-04-01\|title=Massive double compact object mergers: gravitational wave sources and r-process element production sites\|journal=Astronomy & Astrophysics\|volume=564\|pages=A134\|doi=10.1051/0004-6361/201322198\|arxiv=1307.0959\|bibcode=2014A&A...564A.134M\|issn=0004-6361\|doi-access=free}}</ref>जो कि [[विकिरण क्षेत्र]] (बीआर) के वर्चस्व वाले तारे से बड़े पैमाने पर स्थानांतरण होता है और इसलिए अधिकांश केस A आरएलओएफ या संवहनी क्षेत्र के साथ स्थिति के रूप में विकसित होता है। जिसके पश्चात एक [[सामान्य लिफाफा]] चरण हो सकता है (केस सी के समान)।<ref name=":1">{{Cite book\|url=https://books.google.com/books?id=lVP2I0mMJUEC\|title=सबसे चमकीला बायनेरिज़\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Rensbergen\|first2=W. van\|last3=Loore\|first3=C. de\|date=2001-11-30\|publisher=Springer Science & Business Media\|isbn=9781402003769}}</ref> स्थितियों का एक वैकल्पिक विभाजन बीए, बीबी और बीसी है जो मोटे तौर पर आरएलओएफ चरणों के अनुरूप होते हैं जो हीलियम संलयन के समय, हीलियम संलयन के पश्चात लेकिन कार्बन संलयन से पहले या अत्यधिक विकसित तारे में कार्बन संलयन के पश्चात होते हैं।।<ref name=":2">{{Cite journal\|last1=Bhattacharya\|first1=D\|last2=van den Heuvel\|first2=E. P. J\|date=1991-05-01\|title=बाइनरी और मिलीसेकंड रेडियो पल्सर का गठन और विकास\|journal=Physics Reports\|volume=203\|issue=1\|pages=1–124\|doi=10.1016/0370-1573(91)90064-S\|bibcode=1991PhR...203....1B\|issn=0370-1573}}</ref>
	=== केस सी ===		=== केस सी ===
	केस सी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता हीलियम शेल बर्निंग चरण पर या उससे आगे होता है। ये प्रणालियां सबसे दुर्लभ हैं, लेकिन यह [[चयन पूर्वाग्रह]] के कारण हो सकती हैं।<ref>{{Cite book\|url=https://www.cambridge.org/core/books/accretion-processes-in-astrophysics/evolution-of-binary-systems/FDC0B88B3CA72986332E787158E859B9\|title=बाइनरी सिस्टम का विकास\|last=Podsiadlowski\|first=Philipp\|date=February 2014\|website=Accretion Processes in Astrophysics\|pages=45–88 \|doi=10.1017/CBO9781139343268.003 \|isbn=9781139343268 \|access-date=2019-08-12}}</ref>		केस सी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता हीलियम शेल बर्निंग चरण पर या उससे आगे होता है। ये प्रणालियां सबसे दुर्लभ हैं, लेकिन यह [[चयन पूर्वाग्रह]] के कारण हो सकती हैं।<ref>{{Cite book\|url=https://www.cambridge.org/core/books/accretion-processes-in-astrophysics/evolution-of-binary-systems/FDC0B88B3CA72986332E787158E859B9\|title=बाइनरी सिस्टम का विकास\|last=Podsiadlowski\|first=Philipp\|date=February 2014\|website=Accretion Processes in Astrophysics\|pages=45–88 \|doi=10.1017/CBO9781139343268.003 \|isbn=9781139343268 \|access-date=2019-08-12}}</ref>

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	जब कोई तारा "अपने रोश लोब से अधिक" होता है, तो इसकी सतह उसके रोश लोब से आगे निकल जाती है और जो सामग्री रोश लोब के बाहर होती है, वह पहले लैग्रैन्जियन बिंदु के माध्यम से दूसरी वस्तु के रोश लोब में "गिर" सकती है। द्विआधारी विकास में इसे रोश-लोब ओवरफ्लो के माध्यम से मास ट्रांसफर के रूप में जाना जाता है।		जब कोई तारा "अपने रोश लोब से अधिक" होता है, तो इसकी सतह उसके रोश लोब से आगे निकल जाती है और जो सामग्री रोश लोब के बाहर होती है, वह पहले लैग्रैन्जियन बिंदु के माध्यम से दूसरी वस्तु के रोश लोब में "गिर" सकती है। द्विआधारी विकास में इसे रोश-लोब ओवरफ्लो के माध्यम से मास ट्रांसफर के रूप में जाना जाता है।

	सिद्धांत रूप में, बड़े पैमाने पर स्थानांतरण से वस्तु का कुल विघटन हो सकता है, क्योंकि वस्तु के द्रव्यमान में कमी के कारण इसका रोश लोब सिकुड़ जाता है। हालाँकि, सामान्य रूप से ऐसा नहीं होने के कई कारण हैं। सबसे पहले, दाता तारे के द्रव्यमान में कमी के कारण दाता तारा भी सिकुड़ सकता है, संभवतः इस तरह के परिणाम को रोक सकता है। दूसरा, दो बाइनरी घटकों के बीच द्रव्यमान के स्थानांतरण के साथ, कोणीय संवेग भी स्थानांतरित होता है। जबकि बड़े पैमाने पर दाता से कम भारी अभिवृद्धिकर्ता में बड़े पैमाने पर स्थानांतरण ~~आम तौर पर~~ एक सिकुड़ती कक्षा की ओर जाता है, इसके विपरीत कक्षा का विस्तार होता है (द्रव्यमान और कोणीय-गति संरक्षण की धारणा के तहत)। बाइनरी ऑर्बिट के विस्तार से कम नाटकीय सिकुड़न या दाता के रोश लोब का विस्तार भी होगा, जो अक्सर दाता के विनाश को रोकता है।		सिद्धांत रूप में, बड़े पैमाने पर स्थानांतरण से वस्तु का कुल विघटन हो सकता है, क्योंकि वस्तु के द्रव्यमान में कमी के कारण इसका रोश लोब सिकुड़ जाता है। हालाँकि, सामान्य रूप से ऐसा नहीं होने के कई कारण हैं। सबसे पहले, दाता तारे के द्रव्यमान में कमी के कारण दाता तारा भी सिकुड़ सकता है, संभवतः इस तरह के परिणाम को रोक सकता है। दूसरा, दो बाइनरी घटकों के बीच द्रव्यमान के स्थानांतरण के साथ, कोणीय संवेग भी स्थानांतरित होता है। जबकि बड़े पैमाने पर दाता से कम भारी अभिवृद्धिकर्ता में बड़े पैमाने पर स्थानांतरण सामान्यतः एक सिकुड़ती कक्षा की ओर जाता है, इसके विपरीत कक्षा का विस्तार होता है (द्रव्यमान और कोणीय-गति संरक्षण की धारणा के तहत)। बाइनरी ऑर्बिट के विस्तार से कम नाटकीय सिकुड़न या दाता के रोश लोब का विस्तार भी होगा, जो अक्सर दाता के विनाश को रोकता है।

	बड़े पैमाने पर द्रव्यमान स्थानांतरण की स्थिरता और दाता तारे के सटीक भाग्य का निर्धारण करने के लिए, किसी को यह ध्यान रखना होगा कि दाता तारे की त्रिज्या और उसके रोश लोब दाता से बड़े पैमाने पर नुकसान पर कैसे प्रतिक्रिया करते हैं; यदि तारा अपने रोश लोब की तुलना में तेजी से फैलता है या लंबे समय तक अपने रोश लोब की तुलना में कम तेजी से सिकुड़ता है, तो द्रव्यमान स्थानांतरण अस्थिर होगा और दाता तारा बिखर सकता है। यदि दाता तारा अपने रोश लोब की तुलना में कम तेजी से फैलता है या तेजी से सिकुड़ता है, तो द्रव्यमान स्थानांतरण ~~आम तौर पर~~ स्थिर होगा और लंबे समय तक जारी रह सकता है।		बड़े पैमाने पर द्रव्यमान स्थानांतरण की स्थिरता और दाता तारे के सटीक भाग्य का निर्धारण करने के लिए, किसी को यह ध्यान रखना होगा कि दाता तारे की त्रिज्या और उसके रोश लोब दाता से बड़े पैमाने पर नुकसान पर कैसे प्रतिक्रिया करते हैं; यदि तारा अपने रोश लोब की तुलना में तेजी से फैलता है या लंबे समय तक अपने रोश लोब की तुलना में कम तेजी से सिकुड़ता है, तो द्रव्यमान स्थानांतरण अस्थिर होगा और दाता तारा बिखर सकता है। यदि दाता तारा अपने रोश लोब की तुलना में कम तेजी से फैलता है या तेजी से सिकुड़ता है, तो द्रव्यमान स्थानांतरण सामान्यतः स्थिर होगा और लंबे समय तक जारी रह सकता है।

	रोशे-लोब अतिप्रवाह के कारण बड़े पैमाने पर द्रव्यमान स्थानांतरण कई खगोलीय घटनाओं के लिए जिम्मेदार है, जिसमें अल्गोल सिस्टम (खगोल विज्ञान), आवर्ती [[ नया \|नया]] (एक [[लाल विशाल]] और एक सफेद द्वार्फ से युक्त बाइनरी सितारे हैं जो पर्याप्त रूप से करीब हैं कि लाल विशाल से पदार्थ नीचे [[ व्हाइट द्वार्फ \|व्हाइट द्वार्फ]] पर गिरता है), [[एक्स-रे बाइनरी]] और [[मिलीसेकंड पल्सर\|मिलीसेकंड पल्स]]। रोश लोब ओवरफ्लो (आरएलओएफ) द्वारा इस तरह के बड़े पैमाने पर द्रव्यमान स्थानांतरण को आगे तीन अलग-अलग मामलों में बांटा गया है:		रोशे-लोब अतिप्रवाह के कारण बड़े पैमाने पर द्रव्यमान स्थानांतरण कई खगोलीय घटनाओं के लिए जिम्मेदार है, जिसमें अल्गोल सिस्टम (खगोल विज्ञान), आवर्ती [[ नया \|नया]] (एक [[लाल विशाल]] और एक सफेद द्वार्फ से युक्त बाइनरी सितारे हैं जो पर्याप्त रूप से करीब हैं कि लाल विशाल से पदार्थ नीचे [[ व्हाइट द्वार्फ \|व्हाइट द्वार्फ]] पर गिरता है), [[एक्स-रे बाइनरी]] और [[मिलीसेकंड पल्सर\|मिलीसेकंड पल्स]]। रोश लोब ओवरफ्लो (आरएलओएफ) द्वारा इस तरह के बड़े पैमाने पर द्रव्यमान स्थानांतरण को आगे तीन अलग-अलग मामलों में बांटा गया है:

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केस बी

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	=== केस बी ===		=== केस बी ===
	केस बी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है ~~जबकि~~ दाता पोस्ट-कोर हाइड्रोजन बर्निंग/हाइड्रोजन शेल बर्निंग स्टार होता है। इस मामले को आगे Br और Bc वर्गों में ~~विभाजित~~ किया जा सकता है<ref name=":0">{{Cite journal\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Mennekens\|first2=N.\|date=2014-04-01\|title=Massive double compact object mergers: gravitational wave sources and r-process element production sites\|journal=Astronomy & Astrophysics\|volume=564\|pages=A134\|doi=10.1051/0004-6361/201322198\|arxiv=1307.0959\|bibcode=2014A&A...564A.134M\|issn=0004-6361\|doi-access=free}}</ref> [[विकिरण क्षेत्र]] (Br) के वर्चस्व वाले तारे से बड़े पैमाने पर स्थानांतरण होता है ~~या नहीं~~ और इसलिए अधिकांश केस A ~~RLOF~~ या ~~संवहन~~ क्षेत्र ~~(Bc)~~ के साथ स्थिति के रूप में विकसित होता है जिसके बाद एक [[सामान्य लिफाफा]] चरण हो सकता है (केस C के समान) .<ref name=":1">{{Cite book\|url=https://books.google.com/books?id=lVP2I0mMJUEC\|title=सबसे चमकीला बायनेरिज़\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Rensbergen\|first2=W. van\|last3=Loore\|first3=C. de\|date=2001-11-30\|publisher=Springer Science & Business Media\|isbn=9781402003769}}</ref> मामलों का एक वैकल्पिक विभाजन बा, बीबी और बीसी है जो मोटे तौर पर आरएलओएफ चरणों के अनुरूप होते हैं जो हीलियम संलयन के दौरान, हीलियम संलयन के बाद लेकिन कार्बन संलयन से पहले या अत्यधिक विकसित तारे में कार्बन संलयन के बाद होते ~~हैं।~~<ref name=":2">{{Cite journal\|last1=Bhattacharya\|first1=D\|last2=van den Heuvel\|first2=E. P. J\|date=1991-05-01\|title=बाइनरी और मिलीसेकंड रेडियो पल्सर का गठन और विकास\|journal=Physics Reports\|volume=203\|issue=1\|pages=1–124\|doi=10.1016/0370-1573(91)90064-S\|bibcode=1991PhR...203....1B\|issn=0370-1573}}</ref>		केस बी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता पोस्ट-कोर हाइड्रोजन बर्निंग/हाइड्रोजन शेल बर्निंग स्टार होता है। इस मामले को आगे Br और Bc वर्गों में उपविभाजित किया जा सकता है,<ref name=":0">{{Cite journal\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Mennekens\|first2=N.\|date=2014-04-01\|title=Massive double compact object mergers: gravitational wave sources and r-process element production sites\|journal=Astronomy & Astrophysics\|volume=564\|pages=A134\|doi=10.1051/0004-6361/201322198\|arxiv=1307.0959\|bibcode=2014A&A...564A.134M\|issn=0004-6361\|doi-access=free}}</ref>जो कि [[विकिरण क्षेत्र]] (Br) के वर्चस्व वाले तारे से बड़े पैमाने पर स्थानांतरण होता है और इसलिए अधिकांश केस A आरएलओएफ या संवहनी क्षेत्र के साथ स्थिति के रूप में विकसित होता है। जिसके बाद एक [[सामान्य लिफाफा]] चरण हो सकता है (केस सी के समान)।<ref name=":1">{{Cite book\|url=https://books.google.com/books?id=lVP2I0mMJUEC\|title=सबसे चमकीला बायनेरिज़\|last1=Vanbeveren\|first1=D.\|last2=Rensbergen\|first2=W. van\|last3=Loore\|first3=C. de\|date=2001-11-30\|publisher=Springer Science & Business Media\|isbn=9781402003769}}</ref> मामलों का एक वैकल्पिक विभाजन बीए, बीबी और बीसी है जो मोटे तौर पर आरएलओएफ चरणों के अनुरूप होते हैं जो हीलियम संलयन के दौरान, हीलियम संलयन के बाद लेकिन कार्बन संलयन से पहले या अत्यधिक विकसित तारे में कार्बन संलयन के बाद होते हैं।।<ref name=":2">{{Cite journal\|last1=Bhattacharya\|first1=D\|last2=van den Heuvel\|first2=E. P. J\|date=1991-05-01\|title=बाइनरी और मिलीसेकंड रेडियो पल्सर का गठन और विकास\|journal=Physics Reports\|volume=203\|issue=1\|pages=1–124\|doi=10.1016/0370-1573(91)90064-S\|bibcode=1991PhR...203....1B\|issn=0370-1573}}</ref>


	केस बी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जबकि दाता पोस्ट-कोर हाइड्रोजन बर्निंग/हाइड्रोजन शेल बर्निंग स्टार होता है। इस मामले को आगे Br और Bc वर्गों में विभाजित किया जा सकता है<ref name=":0" /> [[विकिरण क्षेत्र]] (Br) के वर्चस्व वाले तारे से बड़े पैमाने पर स्थानांतरण होता है या नहीं और इसलिए अधिकांश केस A RLOF या संवहन क्षेत्र (Bc) के साथ स्थिति के रूप में विकसित होता है जिसके बाद एक [[सामान्य लिफाफा]] चरण हो सकता है (केस C के समान) .<ref name=":1" /> मामलों का एक वैकल्पिक विभाजन बा, बीबी और बीसी है जो मोटे तौर पर आरएलओएफ चरणों के अनुरूप होते हैं जो हीलियम संलयन के दौरान, हीलियम संलयन के बाद लेकिन कार्बन संलयन से पहले या अत्यधिक विकसित तारे में कार्बन संलयन के बाद होते हैं।<ref name=":2" />
	=== केस सी ===		=== केस सी ===
	केस सी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता हीलियम शेल बर्निंग चरण पर या उससे आगे होता है। ये प्रणालियां सबसे दुर्लभ हैं, लेकिन यह [[चयन पूर्वाग्रह]] के कारण हो सकती हैं।<ref>{{Cite book\|url=https://www.cambridge.org/core/books/accretion-processes-in-astrophysics/evolution-of-binary-systems/FDC0B88B3CA72986332E787158E859B9\|title=बाइनरी सिस्टम का विकास\|last=Podsiadlowski\|first=Philipp\|date=February 2014\|website=Accretion Processes in Astrophysics\|pages=45–88 \|doi=10.1017/CBO9781139343268.003 \|isbn=9781139343268 \|access-date=2019-08-12}}</ref>		केस सी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता हीलियम शेल बर्निंग चरण पर या उससे आगे होता है। ये प्रणालियां सबसे दुर्लभ हैं, लेकिन यह [[चयन पूर्वाग्रह]] के कारण हो सकती हैं।<ref>{{Cite book\|url=https://www.cambridge.org/core/books/accretion-processes-in-astrophysics/evolution-of-binary-systems/FDC0B88B3CA72986332E787158E859B9\|title=बाइनरी सिस्टम का विकास\|last=Podsiadlowski\|first=Philipp\|date=February 2014\|website=Accretion Processes in Astrophysics\|pages=45–88 \|doi=10.1017/CBO9781139343268.003 \|isbn=9781139343268 \|access-date=2019-08-12}}</ref>

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	=== केस सी ===		=== केस सी ===
	केस सी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता हीलियम शेल बर्निंग चरण पर या उससे आगे होता है। ये प्रणालियां सबसे दुर्लभ हैं, लेकिन यह [[चयन पूर्वाग्रह]] के कारण हो सकती हैं।<ref>{{Cite book\|url=https://www.cambridge.org/core/books/accretion-processes-in-astrophysics/evolution-of-binary-systems/FDC0B88B3CA72986332E787158E859B9\|title=बाइनरी सिस्टम का विकास\|last=Podsiadlowski\|first=Philipp\|date=February 2014\|website=Accretion Processes in Astrophysics\|pages=45–88 \|doi=10.1017/CBO9781139343268.003 \|isbn=9781139343268 \|access-date=2019-08-12}}</ref>		केस सी तब होता है जब आरएलओएफ शुरू होता है जब दाता हीलियम शेल बर्निंग चरण पर या उससे आगे होता है। ये प्रणालियां सबसे दुर्लभ हैं, लेकिन यह [[चयन पूर्वाग्रह]] के कारण हो सकती हैं।<ref>{{Cite book\|url=https://www.cambridge.org/core/books/accretion-processes-in-astrophysics/evolution-of-binary-systems/FDC0B88B3CA72986332E787158E859B9\|title=बाइनरी सिस्टम का विकास\|last=Podsiadlowski\|first=Philipp\|date=February 2014\|website=Accretion Processes in Astrophysics\|pages=45–88 \|doi=10.1017/CBO9781139343268.003 \|isbn=9781139343268 \|access-date=2019-08-12}}</ref>


	== ज्यामिति ==		== ज्यामिति ==
	रोश लोब का सटीक आकार द्रव्यमान अनुपात पर निर्भर करता है <math>q=M_{1}/M_{2}</math>, और जिसका संख्यात्मक रूप से मूल्यांकन किया जाना चाहिए। हालांकि, कई उद्देश्यों के लिए रोश लोब को समान मात्रा के गोले के रूप में अनुमानित करना उपयोगी होता है। इस गोले की त्रिज्या का अनुमानित सूत्र है		रोश लोब का सटीक आकार द्रव्यमान अनुपात पर निर्भर करता है <math>q=M_{1}/M_{2}</math>, और जिसका संख्यात्मक रूप से मूल्यांकन किया जाना चाहिए। हालांकि, कई उद्देश्यों के लिए रोश लोब को समान मात्रा के गोले के रूप में अनुमानित करना उपयोगी होता है। इस गोले की त्रिज्या का अनुमानित सूत्र है

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	*[https://arxiv.org/abs/1408.3635 From Hot Jupiters to Super-Earths via Roche Lobe Overflow] - [[Cornell University]]		*[https://arxiv.org/abs/1408.3635 From Hot Jupiters to Super-Earths via Roche Lobe Overflow] - [[Cornell University]]

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