रोश लोब: Difference between revisions

[[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।

[[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।  

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>  

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।  

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।

केस ए आरएलओएफ तब होता है जब दाता स्टार [[मुख्य क्रम]] होता है। नेल्सन और एग्लटन के अनुसार, कई उपवर्ग हैं<ref>{{cite journal | doi = 10.1086/320560 | arxiv = astro-ph/0009258 | bibcode = 2001ApJ...552..664N | title = A Complete Survey of Case A Binary Evolution with Comparison to Observed Algol‐type Systems | year = 2001 | last1 = Nelson | first1 = C. A. | last2 = Eggleton | first2 = P. P. | journal = The Astrophysical Journal | volume = 552 | issue = 2 | pages = 664–678 | s2cid = 119505485 }}</ref> जो यहाँ पुनरुत्पादित हैं:

जब आरएलओएफ एक गहरे [[संवहन क्षेत्र]] वाले तारे के साथ होता है। द्रव्यमान स्थानांतर तारे के [[गतिशील समय पैमाने]] पर तेजी से होता है और पूर्ण [[तारकीय टक्कर]] के साथ समाप्त हो सकता है।

'''एआर रैपिड संपर्क'''

एआर के समान, लेकिन तेजी से बड़े पैमाने पर द्रव्यमान स्थानांतरण की केवल एक छोटी अवधि धीमी द्रव्यमान हस्तांतरण की लंबी अवधि के पश्चात होती है। आखिरकार सितारे संपर्क में आएंगे, लेकिन जब तक ऐसा होता है तब तक वे काफी हद तक बदल चुके होते हैं। एल्गोल चर ऐसी स्थितियों का परिणाम होते हैं।

====एइ जल्दी ओवरटेक करना====

एएस के समान है, लेकिन द्रव्यमान प्राप्त करने वाला तारा मुख्य अनुक्रम से आगे बढ़ने के लिए द्रव्यमान देने वाले तारे से आगे निकल जाता है। बड़े पैमाने पर द्रव्यमान स्थानांतरण को रोकने के लिए दाता तारा छोटा सिकुड़ सकता है, लेकिन अंततः बड़े पैमाने पर द्रव्यमान स्थानांतरण फिर से शुरू हो जाएगा क्योंकि तारकीय विकास स्थितियों की ओर अग्रसर होता है।

====एएल देर से ओवरटेक करना====

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।

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====

वह स्थिति जब वह तारा जो शुरू में दाता था, दूसरे तारे के आरएलओएफ चरण में पहुंचने से पहले एक सुपरनोवा से गुजरता है।

द्रव्यमान स्थानांतरण तब तक शुरू नहीं होता जब तक कि तारा [[लाल विशाल शाखा]] तक नहीं पहुंच जाता, लेकिन इससे पहले कि वह अपने हाइड्रोजन कोर को समाप्त कर दे (जिसके पश्चात सिस्टम को केस बी के रूप में वर्णित किया गया है)।

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 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>