तारकीय घूर्णन: Difference between revisions

Latest revision as of 20:18, 31 January 2023

यह चित्रण तेजी से घूर्णन के कारण होने वाले तारा एकर्नार की चपटा उपस्थिति को दर्शाता है।

तारकीय घूर्णन अपनी धुरी के बारे में एक तारे की कोणीय गति है। घूर्णन की दर को तारे के स्पेक्ट्रम से, या सतह पर सक्रिय सुविधाओं के आंदोलनों के समय से मापा जा सकता है।

एक तारे का घूर्णन केन्द्रापसारक बल के कारण एक भूमध्यरेखीय उभार का उत्पादन करता है। चूँकि तारे ठोस पिंड नहीं होते हैं, वे विभेदक घूर्णन से भी गुज़र सकते हैं। इस प्रकार तारे काभूमध्य रेखा उच्च अक्षांशों की तुलना में भिन्न कोणीय वेग से घूम सकता है। एक तारे के भीतर घूर्णन की दर में इन अंतरों की एक तारकीय चुंबकीय क्षेत्र की पीढ़ी में महत्वपूर्ण भूमिका हो सकती है।^[1]

तारे का चुंबकीय क्षेत्र तारकीय हवा के साथ परस्पर क्रिया करता है। जैसे ही हवा तारे से दूर जाती है, कोणीय वेग की दर धीमी हो जाती है। तारे का चुंबकीय क्षेत्र हवा के साथ परस्पर क्रिया करता है, जो तारकीय घूर्णन पर एक धीमी गति लागू करता है। नतीजतन, कोणीय गति को तारे से हवा में स्थानांतरित किया जाता है, और समय के साथ यह धीरे -धीरे तारे के घूर्णन की दर को को धीमा कर देता है।

माप

जब तक किसी तारे को उसके ध्रुव की दिशा से नहीं देखा जा रहा है, तब तक सतह के कुछ हिस्सों में प्रेक्षक की ओर या दूर गति की कुछ मात्रा होती है। पर्यवेक्षक की दिशा में गति के घटक को त्रिज्य वेग कहा जाता है। पर्यवेक्षक की ओर एक त्रिज्य वेगघटक के साथ सतह के हिस्से के लिए, डॉप्लर विस्थापन के कारण विकिरण को उच्च आवृत्ति में स्थानांतरित कर दिया जाता है। इसी तरह जिस क्षेत्र में एक घटक पर्यवेक्षक से दूर जा रहा है उसे कम आवृत्ति पर स्थानांतरित कर दिया गया है।जब किसी तारे की अवशोषण रेखाएँ देखी जाती है, तो स्पेक्ट्रम के प्रत्येक सिरे पर यह बदलाव रेखा को व्यापक बनाने का कारण बनता है।^[2] हालांकि, इस विस्तार को सावधानी से अन्य प्रभावों से अलग किया जाना चाहिए जो रेखाओ का विस्तार कर सकता हैं।

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इस तारे का झुकाव है

i

पृथ्वी पर एक पर्यवेक्षक और घूर्णी वेग v की लाइन-ऑफ-विज़न में_eभूमध्य रेखा पर।

रेखा पृथुलन के माध्यम से देखे गए त्रिज्य वेग का घटक तारे के ध्रुव की दृष्टि रेखा केझुकाव पर निर्भर करता है। व्युत्पन्न मूल्य के रूप में दिया गया है $v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i$ , जहां $v_{\mathrm {e} }$ भूमध्य रेखा पर घूर्णी वेग है और $i$ झुकाव है। हालांकि, $i$ हमेशा ज्ञात नहीं होता है, इसलिए परिणाम तारे के घूर्णी वेग के लिए न्यूनतम मूल्य देता है। अर्थात्, यदि $i$ एकसमकोण नहीं है, तो वास्तविक वेग से अधिक है $v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i$ .^[2] इसे कभी -कभी अनुमानित घूर्णी वेग के रूप में जाना जाता है। तेजी से घूमने वाले सितारों में ध्रुवनमापन केवल घूर्णी वेग के बजाय वास्तविक वेग को पुनर्प्राप्त करने की एक विधि प्रदान करती है;यह तकनीक अब तक केवल रेगुलस पर लागू की गई है।^[3]

विशाल सितारों के लिए, वायुमंडलीय सूक्ष्मविक्षोभ के परिणामस्वरूप रेखीय विस्तार हो सकता है जो घूर्णी के प्रभावों की तुलना में बहुत बड़ा है, संकेत को प्रभावी ढंग से डुबाव। हालांकि, एक वैकल्पिक दृष्टिकोण को नियोजित किया जा सकता है जो गुरुत्वाकर्षण सूक्ष्मलेंस घटनाओं का उपयोग करता है। ये तब होते हैं जब एक विशाल वस्तु अधिक दूर के तारे के सामने से गुजरती है और लेंस की तरह कार्य करती है तथा छवि को संक्षिप्त रूप से आवर्धित करती है। इस माध्यम से एकत्रित की गई अधिक विस्तृत जानकारी सूक्ष्मविक्षोभ के प्रभावों को घूर्णन से अलग करने की अनुमति देती है।^[4]

यदि कोई तारा ताराबिंदु जैसी चुंबकीय सतह गतिविधि प्रदर्शित करता है, तो घूर्णन दर का अनुमान लगाने के लिए इन सुविधाओं को पता किया जा सकता है। हालांकि, इस तरह की विशेषताएं भूमध्य रेखा के अलावा अन्य स्थानों पर बन सकती हैं और अपने जीवन काल के दौरान अक्षांशों में पलायन कर सकती हैं, इसलिए एक तारा के अलग -अलग घूर्णन माप उत्पन्न कर सकते हैं। तारकीय चुंबकीय गतिविधि अक्सर तीव्र घूर्णन से जुड़ी होती है, इसलिए इस तकनीक का उपयोग ऐसे तारों के मापन के लिए किया जा सकता है।^[5] ताराबिंदु के अवलोकन से पता चला है कि ये विशेषताएं वास्तव में किसी तारे की घूर्णन दर को बदल कर सकती हैं, क्योंकि चुंबकीय क्षेत्र तारे में गैसों के प्रवाह को संशोधित करते हैं।^[6]

भौतिक प्रभाव

विषुवतीय उभार

गुरुत्वाकर्षण आकाशीय पिंडों को एक आदर्श गोले में सिकोड़ने की प्रयास करता है, ऐसा आकार जहां सारा द्रव्यमान गुरुत्वाकर्षण के केंद्र के जितना संभव हो उतना करीब हो। लेकिन एक घूमता हुआ तारा आकार में गोलाकार नहीं होता है, इसमें भूमध्य रेखीय उभार होता है।

एक घूमने वाली प्रोटो-स्टेलर डिस्क के रूप में एक तारा बनाने के लिए इसका आकार अधिक से अधिक गोलाकार हो जाता है, लेकिन संकुचन एक पूर्ण क्षेत्र तक नहीं बढ़ता है। ध्रुवों पर सभी गुरुत्वाकर्षण संकुचन को बढ़ाने के लिए कार्य करते हैं, लेकिन भूमध्य रेखा पर केन्द्रापसारक बल द्वारा प्रभावी गुरुत्वाकर्षण कम हो जाता है। तारे के निर्माण के बाद तारे का अंतिम आकार एक संतुलन आकार है, इस अर्थ में कि विषुवतीय क्षेत्र में प्रभावी गुरुत्वाकर्षण (कम होना) तारे को अधिक गोलाकार आकार में नहीं खींच सकता है। वॉन जिपेल प्रमेय द्वारा वर्णित के रूप में घूर्णन भी भूमध्य रेखा पर गुरुत्वाकर्षण के अंधेरे को जन्म देता है।

एक भूमध्यरेखीय उभार का एक चरम उदाहरण तारा रेगुलस (α लियोनिस ए) पर पाया जाता है। इस तारा के भूमध्य रेखा में 317 ± 3 किमी/सेकेंड का मापा घूर्णन वेग है। यह 15.9 घंटे की घूर्णन अवधि के अनुरूप है, जो उस वेग का 86% है जिस पर तारा अलग हो जाएगा। इस तारे की विषुवतीय त्रिज्या ध्रुवीय त्रिज्या से 32% अधिक है।^[7] अन्य तेजी से घूमने वाले सितारों में अल्फा आरा, जालिका(तारा), वेगा और कर्नार सम्मिलित हैं।

किसी तारे के टूटने का वेग एक अभिव्यक्ति है जिसका उपयोग उस मामले का वर्णन करने के लिए किया जाता है जहां भूमध्य रेखा पर केन्द्रापसारक बल गुरुत्वाकर्षण बल के बराबर होता है। किसी तारे के स्थिर होने के लिए घूर्णी वेग इस मान से कम होना चाहिए।^[8]

अंतर घूर्णन

जब कोणीय वेग अक्षांश के साथ भिन्न होता है, तो सूर्य जैसे तारों पर सतही विभेदक घूर्णन देखा जाता है। सामान्यतया बढ़ते अक्षांश के साथ कोणीय वेग घटता जाता है। हालाँकि इसका उल्टा भी देखा गया है, जैसे कि तारा नामित HD 31993 पर।^[9]^[10] सूर्य के अलावा इस तरह का पहला तारा, जिसके अंतर घूर्णन को विस्तार से मानचित्रित किया गया है, एबी डोराडस है।^[1]

^[11] अन्तर्निहित क्रियाविधि जो विभेदक घूर्णन का कारण बनती है वह एक तारे के अंदर अशांत संवहन है। संवहन गति प्लाज्मा के द्रव्यमान संचलन के माध्यम से ऊर्जा को सतह की ओर ले जाती है। प्लाज्मा का यह द्रव्यमान तारे के कोणीय वेग के एक हिस्से को वहन करता है। जब अपरूपण और घूर्णन के माध्यम से विक्षोभ होता है, तो कोणीय संवेग भूमध्य रेखा प्रवाह के माध्यम से विभिन्न अक्षांशों में पुनर्वितरित हो सकता है।^[12]

^[13] घूर्णन में तेज अंतर वाले क्षेत्रों के बीच के अंतरापृष्ठ को तारकीय चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न करने वाली डायनेमो प्रक्रियाओं के लिए कुशल स्थिति माना जाता है। वेग वितरण को संशोधित करने वाली गतिज ऊर्जा में चुंबकीय ऊर्जा के रूपांतरण के साथ, तारे के घूर्णन वितरण और उसके चुंबकीय क्षेत्र के बीच एक जटिल संपर्क भी है।^[1]

घूर्णन ब्रेकिंग

गठन के दौरान

माना जाता है कि गैस और धूल के कम तापमान वाले बादल के ढहने के परिणामस्वरूप तारे बनते हैं। जैसे ही बादल छोटा होता है, कोणीय संवेग का संरक्षण बादल के किसी भी छोटे शुद्ध घुमाव को बढ़ाने का कारण बनता है, जिससे भौतिक को घूर्णन चक्र में मजबूर करता है। इस चक्र के घने केंद्र में एक मूलतारा रूप हैं, जो टूटकर गिर जाने की गुरूत्वीय ऊर्जा से ऊष्मा प्राप्त करता है।

जैसे -जैसे गिरावट जारी रहती है, घूर्णन दर उस बिंदु तक बढ़ सकती है जहां भूमध्य रेखा पर केन्द्रापसारक बल के कारण अभिवर्धित मूलतारा टूट सकता है। इस प्रकार इस परिदृश्य से बचने के लिए पहले 100,000 वर्षों के दौरान घूर्णन दर को रोकना चाहिए। ब्रेकिंग के लिए एक संभावित स्पष्टीकरण चुंबकीय ब्रेकिंग (खगोल विज्ञान) में तारकीय हवा के साथ मूलतारा के चुंबकीय क्षेत्र की बातचीत है। फैली हुई हवा कोणीय गति को दूर ले जाती है और टूटते हुए मूलतारा की घूर्णन दर को धीमा कर देती है।^[14]^[15]

औसत
घूर्णन वेग^[16]
तारकीय कक्षा	v_e (किमी/सेकंड)
O5	190
B0	200
B5	210
A0	190
A5	160
F0	95
F5	25
G0	12

O5 और F5 के बीच वर्णक्रमीय वर्ग वाले अधिकांश मुख्य-अनुक्रम तारे तेजी से घूमते पाए गए हैं।^[7]^[17] इस श्रेणी के तारों के लिए, मापा घूर्णन वेग द्रव्यमान के साथ बढ़ता है। घूर्णन में यह वृद्धि नए, बड़े पैमाने पर बी-श्रेणी के तारों के बीच चरम पर है। "जैसा कि किसी तारे का अपेक्षित जीवन काल बढ़ते द्रव्यमान के साथ घटता है, इसे जीवन काल के साथ घूर्णी वेग में गिरावट के रूप में समझाया जा सकता है।"

गठन के बाद

मुख्य-अनुक्रम तारों के लिए, घूर्णन में गिरावट को एक गणितीय संबंध द्वारा अनुमानित किया जा सकता है:

\Omega _{\mathrm {e} }\propto t^{-{\frac {1}{2}}},

जहाँ $\Omega _{\mathrm {e} }$ भूमध्य रेखा पर कोणीय वेग है और $t$ तारे की आयु है।^[18] इस संबंध का नाम एंड्रयू पी. स्कुमनिच के नाम पर स्कुमनिच का नियम रखा गया है, जिन्होंने 1972 में इसकी खोज की थी।^[19]^[20] स्त्रीक्रोनोलॉजी सूर्य का उपयोग करके व्यवस्थित की गई घूर्णन दर के आधार पर एक तारे की आयु का निर्धारण है।^[21]

प्रकाशमंडल से तारकीय हवा के उत्सर्जन से तारे धीरे-धीरे द्रव्यमान खो देते हैं। तारे का चुंबकीय क्षेत्र उत्सर्जित पदार्थ पर एक बलाघूर्ण लगाता है, जिसके परिणामस्वरूप तारे से दूर कोणीय गति का एक स्थिर स्थानांतरण होता है। 15 किमी/सेकंड से अधिक घूर्णन की दर वाले तारे भी अधिक तेजी से द्रव्यमान हानि प्रदर्शित करते हैं, और इसके परिणामस्वरूप घूर्णन क्षय की तेज दर होती है। इस प्रकार ब्रेकिंग के कारण एक तारे का घूर्णन धीमा हो जाता है, इसलिए कोणीय गति के नुकसान की दर में कमी होती है। इन स्थितियों के तहत, तारे धीरे-धीरे करीब आते हैं, लेकिन पूरी तरह से कभी नहीं पहुंचते, शून्य घूर्णन की स्थिति में है।^[22]

मुख्य अनुक्रम के अंत में

गुरुत्वाकर्षण के संकुचन के कारण अल्ट्राकूल बौने और भूरे रंग के बौने तेजी से घूर्णन का अनुभव करते हैं। इन पिंडों में सबसे ठंडे तारों के समान चुंबकीय क्षेत्र भी होते हैं। हालांकि, तेजी से घूमने वाले भूरे रंग के बौनों की खोज जैसे कि T6 ब्राउन बौना WISEPC J112254.73+255021.5^[23] सैद्धांतिक प्रारूप का समर्थन करता है जो दर्शाता है कि मुख्य अनुक्रम के अंत में तारकीय हवाओं द्वारा घूर्णी ब्रेकिंग 1000 गुना कम प्रभावी है।^[24]

बाइनरी प्रणाली को बंद करें

करीबी बाइनरी स्टार प्रणाली तब होती है जब दो तारे औसत अलगाव के साथ एक दूसरे की परिक्रमा करते हैं जो उनके व्यास के परिमाण के समान क्रम का होता है। इन दूरियों पर, अधिक जटिल अन्योन्य क्रियाएं हो सकती हैं, जैसे ज्वारीय प्रभाव, द्रव्यमान का स्थानांतरण और यहां तक कि टकराव भी। एक करीबी बाइनरी प्रणाली में ज्वारीय अंतःक्रियाओं के परिणामस्वरूप कक्षीय और घूर्णी मापदंडों में संशोधन हो सकता है। प्रणाली की कुल कोणीय गति संरक्षित है, लेकिन कोणीय गति को कक्षीय अवधि और घूर्णन दरों के बीच स्थानांतरित किया जा सकता है।^[25]

करीबी बाइनरी प्रणाली के प्रत्येक सदस्य गुरुत्वाकर्षण बातचीत के माध्यम से दूसरे पर ज्वार उठाते हैं। हालाँकि गुरुत्व आकर्षण की दिशा के संबंध में उभार थोड़ा गलत हो सकता है। इस प्रकार गुरुत्वाकर्षण का बल उभार पर एक बल आघूर्ण घटक का उत्पादन करता है, जिसके परिणामस्वरूप कोणीय गति (ज्वारीय त्वरण) का स्थानांतरण होता है।यह प्रणाली को लगातार विकसित करने का कारण बनता है, हालांकि यह एक स्थिर संतुलन तक पहुंच सकता है। प्रभाव उन मामलों में अधिक जटिल हो सकता है जहां घूर्णन की धुरी कक्षीय तल के लंबवत नहीं है।^[25]

संपर्क या अर्ध-पृथक बायनेरिज़ के लिए, एक तारे से उसके साथी के द्रव्यमान के स्थानांतरण के परिणामस्वरूप कोणीय गति का एक महत्वपूर्ण स्थानांतरण भी हो सकता है। अभिवर्धी साथी उस बिंदु तक चक्रण कर सकता है जहां यह अपनी महत्वपूर्ण घूर्णन दर तक पहुंच जाता है और भूमध्य रेखा के साथ द्रव्यमान खोना आरंभ कर देता है।^[26]

पतित तारे

तापनाभिकीय संलयन के माध्यम से एक तारे द्वारा ऊर्जा पैदा करने के बाद, यह एक अधिक ठोस, पतित अवस्था में विकसित होता है। इस प्रक्रिया के दौरान तारे के आयाम काफी कम हो जाते हैं, जिसके परिणामस्वरूप कोणीय वेग में वृद्धि हो सकती है।

सफेद बौना

एक सफेद बौना एक तारा है जिसमें ऐसी सामग्री होती है जो अपने जीवन के पहले भाग के दौरान तापनाभिकीय संलयन का उप-उत्पाद है, लेकिन उन बड़े पैमाने पर तत्वों को जलाने के लिए द्रव्यमान की कमी होती है। यह एक ठोस बॉडी है जो एक भाग यांत्रिक प्रभाव द्वारा समर्थित है जिसे इलेक्ट्रॉन अध: पतन दबाव के रूप में जाना जाता है जो तारे को और अधिक पतन की अनुमति नहीं देगा। आम तौर पर अधिकांश सफेद बौनों में घूर्णन की दर कम होती है, सबसे अधिक संभावना घूर्णी ब्रेकिंग के परिणाम के रूप में होती है या जब प्रजनक तारे ने अपना बाहरी आवरण खो दिया हो तो कोणीय गति कम हो जाती है।^[27] (ग्रह नेबुला देखें।)

न्यूट्रॉन तारा बनाने या टाइप Ia सुपरनोवा के रूप में विस्फोट किए बिना एक धीमी गति से घूमने वाला सफेद बौना तारा 1.44 सौर द्रव्यमान की चंद्रशेखर सीमा से अधिक नहीं हो सकता है। एक बार सफेद बौना इस द्रव्यमान तक पहुंच जाता है, जैसे अभिवृद्धि या टक्कर से, गुरुत्वाकर्षण बल इलेक्ट्रॉनों द्वारा लगाए गए दबाव से अधिक हो जाएगा। यदि सफेद बौना तेजी से घूम रहा है, हालांकि, भूमध्यरेखीय क्षेत्र में प्रभावी गुरुत्वाकर्षण कम हो जाता है, जिसके कारण सफेद बौना चंद्रशेखर की सीमा से अधिक हो जाता है। इस तरह का तेजी से घूर्णन हो सकता है, उदाहरण के लिए, बड़े पैमाने पर अभिवृद्धि के परिणामस्वरूप कोणीय गति का स्थानांतरण होता है।^[28]

न्यूट्रॉन तारा

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न्यूट्रॉन तारा(केंद्र) अपने चुंबकीय ध्रुवों से विकिरण की एक किरण का उत्सर्जन करता है। घूर्णन के अक्ष के चारों ओर एक शंकु की सतह के साथ बीम बह जाते हैं।

एक न्यूट्रॉन तारा एक तारे का अत्यधिक घना अवशेष है जो मुख्य रूप से न्यूट्रॉन से बना होता है - एक कण जो अधिकांश परमाणु नाभिकों में पाया जाता है और इसका कोई शुद्ध विद्युत आवेश नहीं होता है। एक न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के 1.2 से 2.1 गुना की सीमा में होता है। गिरावट के परिणामस्वरूप, प्रति सेकंड सौ घुमावों के क्रम में एक नवगठित न्यूट्रॉन तारे की घूर्णन की दर बहुत तीव्र हो सकती है।

पुच्छल तारा में न्यूट्रॉन तारे घूम रहे हैं जिनमें एक चुंबकीय क्षेत्र होता है। घूमते हुए पुच्छल तारा के ध्रुवों से विद्युत चुम्बकीय विकिरण की एक संकीर्ण किरण उत्सर्जित होती है। यदि किरण सौर मंडल की दिशा से आगे बढ़ती है तो पुच्छल तारा एक आवर्ती नाड़ी उत्पन्न करेगा जिसे पृथ्वी से पता लगाया जा सकता है। चुंबकीय क्षेत्र द्वारा विकिरित ऊर्जा धीरे-धीरे घूर्णन दर को धीमा कर देती है, जिससे पुराने पुच्छल तारा को प्रत्येक स्पंद के बीच कई सेकंड तक की आवश्यकता हो सकती है।^[29]

ब्लैक होल

ब्लैक होल एक ऐसी वस्तु है जिसका गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र इतना शक्तिशाली होता है कि वह प्रकाश को बाहर निकलने से रोक सकता है। जब वे घूर्णन द्रव्यमान के गिरावट से बनते हैं, तो वे सभी कोणीय गति को बनाए रखते हैं जो उत्सर्जित गैस के रूप में नहीं बहाया जाता है। यह घुमाव एक चपटे गोलाकार आकार के आयतन के भीतर अंतरिक्ष का कारण बनता है, जिसे "एर्गोस्फीयर" कहा जाता है, जिसे ब्लैक होल के साथ घसीटा जाता है। इस मात्रा में गिरने वाला द्रव्यमान इस प्रक्रिया से ऊर्जा प्राप्त करता है और द्रव्यमान के कुछ हिस्से को ब्लैक होल में गिरने के बिना बाहर निकाला जा सकता है। जब द्रव्यमान को बाहर निकाला जाता है, तो ब्लैक होल कोणीय गति ( पेनरोज़ प्रक्रिया ) खो देता है।^[30] एक ब्लैक होल की घूर्णन दर को प्रकाश की गति के 98.7% तक मापा गया है।^[31]

संदर्भ

↑ ^1.0 ^1.1 ^1.2 Donati, Jean-François (November 5, 2003). "Differential rotation of stars other than the Sun". Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. Retrieved 2007-06-24.
↑ ^2.0 ^2.1 Shajn, G.; Struve, O. (1929). "On the rotation of the stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 89 (3): 222–239. Bibcode:1929MNRAS..89..222S. doi:10.1093/mnras/89.3.222.
↑ Cotton, Daniel V; Bailey, Jeremy; Howarth, Ian D; Bott, Kimberly; Kedziora-Chudczer, Lucyna; Lucas, P. W; Hough, J. H (2017). "Polarization due to rotational distortion in the bright star Regulus". Nature Astronomy. 1 (10): 690–696. arXiv:1804.06576. Bibcode:2017NatAs...1..690C. doi:10.1038/s41550-017-0238-6. S2CID 53560815.
↑ Gould, Andrew (1997). "Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing". Astrophysical Journal. 483 (1): 98–102. arXiv:astro-ph/9611057. Bibcode:1997ApJ...483...98G. doi:10.1086/304244. S2CID 16920051.
↑ Soon, W.; Frick, P.; Baliunas, S. (1999). "On the rotation of the stars". The Astrophysical Journal. 510 (2): L135–L138. arXiv:astro-ph/9811114. Bibcode:1999ApJ...510L.135S. doi:10.1086/311805. S2CID 9517804.
↑ Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. (2002). "Doin' the twist: secular changes in the surface differential rotation on AB Doradus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 329 (1): L23–L27. arXiv:astro-ph/0111235. Bibcode:2002MNRAS.329L..23C. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x. S2CID 11292613.
↑ ^7.0 ^7.1 McAlister, H. A.; ten Brummelaar, T. A.; et al. (2005). "First Results from the CHARA Array. I. An Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus)". The Astrophysical Journal. 628 (1): 439–452. arXiv:astro-ph/0501261. Bibcode:2005ApJ...628..439M. doi:10.1086/430730. S2CID 6776360.
↑ Hardorp, J.; Strittmatter, P. A. (September 8–11, 1969). "Rotation and Evolution of be Stars". Proceedings of IAU Colloq. 4. Ohio State University, Columbus, Ohio: Gordon and Breach Science Publishers. p. 48. Bibcode:1970stro.coll...48H.
↑ Kitchatinov, L. L.; Rüdiger, G. (2004). "Anti-solar differential rotation". Astronomische Nachrichten. 325 (6): 496–500. arXiv:astro-ph/0504173. Bibcode:2004AN....325..496K. doi:10.1002/asna.200410297. S2CID 59497102.
↑ Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R. A.; Baliunas, S. L. (1998). "Differential Rotation and Meridional Flow for Fast-rotating Solar-Type Stars". Astrophysical Journal. 494 (2): 691–699. Bibcode:1998ApJ...494..691R. doi:10.1086/305216.
↑ Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. (1997). "Differential rotation and magnetic polarity patterns on AB Doradus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 291 (1): 1–19. Bibcode:1997MNRAS.291....1D. doi:10.1093/mnras/291.1.1.
↑ Korab, Holly (June 25, 1997). "NCSA Access: 3D Star Simulation". National Center for Supercomputing Applications. Retrieved 2007-06-27.
↑ Küker, M.; Rüdiger, G. (2005). "Differential rotation on the lower main sequence". Astronomische Nachrichten. 326 (3): 265–268. arXiv:astro-ph/0504411. Bibcode:2005AN....326..265K. doi:10.1002/asna.200410387. S2CID 119386346.
↑ Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. (2000). "Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 312 (2): 387–397. Bibcode:2000MNRAS.312..387F. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x.
↑ Devitt, Terry (January 31, 2001). "What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?". University of Wisconsin-Madison. Retrieved 2007-06-27.
↑ McNally, D. (1965). "The distribution of angular momentum among main sequence stars". The Observatory. 85: 166–169. Bibcode:1965Obs....85..166M.
↑ Peterson, Deane M.; et al. (2004). "Resolving the effects of rotation in early type stars". New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491. Bellingham, Washington, USA: The International Society for Optical Engineering. p. 65. Bibcode:2004SPIE.5491...65P. CiteSeerX 10.1.1.984.2939. doi:10.1117/12.552020.
↑ Tassoul, Jean-Louis (2000). Stellar Rotation (PDF). Cambridge, MA: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77218-1. Retrieved 2007-06-26.
↑ Skumanich, Andrew P. (1972). "Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion". The Astrophysical Journal. 171: 565. Bibcode:1972ApJ...171..565S. doi:10.1086/151310.
↑ Skumanich, Andrew P.; Eddy, J. A. (1981). Bonnet, R. M.; Dupree, A. K. (eds.). Aspects of Long-Term Variability in Sun and Stars – In: Solar Phenomena In Stars and Stellar Systems. Hingham, MA: D. Reidel. pp. 349–398.
↑ Barnes, Sydney A. (2007). "Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors". The Astrophysical Journal. 669 (2): 1167–1189. arXiv:0704.3068. Bibcode:2007ApJ...669.1167B. doi:10.1086/519295. S2CID 14614725.
↑ Nariai, Kyoji (1969). "Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation". Astrophysics and Space Science. 3 (1): 150–159. Bibcode:1969Ap&SS...3..150N. doi:10.1007/BF00649601. hdl:2060/19680026259.
↑ Route, M.; Wolszczan, A. (20 April 2016). "Radio-flaring from the T6 Dwarf WISEPC J112254.73+255021.5 with A Possible Ultra-short Periodicity". The Astrophysical Journal Letters. 821 (2): L21. arXiv:1604.04543. Bibcode:2016ApJ...821L..21R. doi:10.3847/2041-8205/821/2/L21. S2CID 118478221.
↑ Route, M. (10 July 2017). "Is WISEP J060738.65+242953.4 Really a Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?". The Astrophysical Journal. 843 (2): 115. arXiv:1706.03010. Bibcode:2017ApJ...843..115R. doi:10.3847/1538-4357/aa78ab. S2CID 119056418.
↑ ^25.0 ^25.1 Hut, P. (1999). "Tidal evolution in close binary systems". Astronomy and Astrophysics. 99 (1): 126–140. Bibcode:1981A&A....99..126H.
↑ Weaver, D.; Nicholson, M. (December 4, 1997). "One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo". NASA Hubble. Retrieved 2007-07-03.
↑ Willson, L. A.; Stalio, R. (1990). Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars (1st ed.). Springer. pp. 315–16. ISBN 978-0-7923-0881-2.
↑ Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). "Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation". Astronomy and Astrophysics. 419 (2): 623–644. arXiv:astro-ph/0402287. Bibcode:2004A&A...419..623Y. doi:10.1051/0004-6361:20035822. S2CID 2963085.
↑ Lorimer, D. R. (August 28, 1998). "Binary and Millisecond Pulsars". Living Reviews in Relativity. Max-Planck-Gesellschaft. 1 (1): 10. Bibcode:1998LRR.....1...10L. doi:10.12942/lrr-1998-10. PMC 5567244. PMID 28937181. Archived from the original on February 18, 2012. Retrieved 2007-06-27.
↑ Begelman, Mitchell C. (2003). "Evidence for Black Holes". Science. 300 (5627): 1898–1903. Bibcode:2003Sci...300.1898B. doi:10.1126/science.1085334. PMID 12817138. S2CID 46107747.
↑ Tune, Lee (May 29, 2007). "Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time". University of Maryland Newsdesk. Retrieved 2007-06-25.

बाहरी कड़ियाँ

Staff (February 28, 2006). "Stellar Spots and Cyclic Activity: Detailed Results". ETH Zürich. Archived from the original on March 16, 2008. Retrieved 2008-03-16.

[donati2003-1] 1.0 ^1.1 ^1.2 Donati, Jean-François (November 5, 2003). "Differential rotation of stars other than the Sun". Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. Retrieved 2007-06-24.

[mnras89-2] 2.0 ^2.1 Shajn, G.; Struve, O. (1929). "On the rotation of the stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 89 (3): 222–239. Bibcode:1929MNRAS..89..222S. doi:10.1093/mnras/89.3.222.

[3] Cotton, Daniel V; Bailey, Jeremy; Howarth, Ian D; Bott, Kimberly; Kedziora-Chudczer, Lucyna; Lucas, P. W; Hough, J. H (2017). "Polarization due to rotational distortion in the bright star Regulus". Nature Astronomy. 1 (10): 690–696. arXiv:1804.06576. Bibcode:2017NatAs...1..690C. doi:10.1038/s41550-017-0238-6. S2CID 53560815.

[4] Gould, Andrew (1997). "Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing". Astrophysical Journal. 483 (1): 98–102. arXiv:astro-ph/9611057. Bibcode:1997ApJ...483...98G. doi:10.1086/304244. S2CID 16920051.

[5] Soon, W.; Frick, P.; Baliunas, S. (1999). "On the rotation of the stars". The Astrophysical Journal. 510 (2): L135–L138. arXiv:astro-ph/9811114. Bibcode:1999ApJ...510L.135S. doi:10.1086/311805. S2CID 9517804.

[6] Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. (2002). "Doin' the twist: secular changes in the surface differential rotation on AB Doradus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 329 (1): L23–L27. arXiv:astro-ph/0111235. Bibcode:2002MNRAS.329L..23C. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x. S2CID 11292613.

[apj628-7] 7.0 ^7.1 McAlister, H. A.; ten Brummelaar, T. A.; et al. (2005). "First Results from the CHARA Array. I. An Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus)". The Astrophysical Journal. 628 (1): 439–452. arXiv:astro-ph/0501261. Bibcode:2005ApJ...628..439M. doi:10.1086/430730. S2CID 6776360.

[8] Hardorp, J.; Strittmatter, P. A. (September 8–11, 1969). "Rotation and Evolution of be Stars". Proceedings of IAU Colloq. 4. Ohio State University, Columbus, Ohio: Gordon and Breach Science Publishers. p. 48. Bibcode:1970stro.coll...48H.

[9] Kitchatinov, L. L.; Rüdiger, G. (2004). "Anti-solar differential rotation". Astronomische Nachrichten. 325 (6): 496–500. arXiv:astro-ph/0504173. Bibcode:2004AN....325..496K. doi:10.1002/asna.200410297. S2CID 59497102.

[10] Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R. A.; Baliunas, S. L. (1998). "Differential Rotation and Meridional Flow for Fast-rotating Solar-Type Stars". Astrophysical Journal. 494 (2): 691–699. Bibcode:1998ApJ...494..691R. doi:10.1086/305216.

[11] Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. (1997). "Differential rotation and magnetic polarity patterns on AB Doradus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 291 (1): 1–19. Bibcode:1997MNRAS.291....1D. doi:10.1093/mnras/291.1.1.

[12] Korab, Holly (June 25, 1997). "NCSA Access: 3D Star Simulation". National Center for Supercomputing Applications. Retrieved 2007-06-27.

[13] Küker, M.; Rüdiger, G. (2005). "Differential rotation on the lower main sequence". Astronomische Nachrichten. 326 (3): 265–268. arXiv:astro-ph/0504411. Bibcode:2005AN....326..265K. doi:10.1002/asna.200410387. S2CID 119386346.

[14] Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. (2000). "Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 312 (2): 387–397. Bibcode:2000MNRAS.312..387F. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x.

[15] Devitt, Terry (January 31, 2001). "What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?". University of Wisconsin-Madison. Retrieved 2007-06-27.

[16] McNally, D. (1965). "The distribution of angular momentum among main sequence stars". The Observatory. 85: 166–169. Bibcode:1965Obs....85..166M.

[17] Peterson, Deane M.; et al. (2004). "Resolving the effects of rotation in early type stars". New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491. Bellingham, Washington, USA: The International Society for Optical Engineering. p. 65. Bibcode:2004SPIE.5491...65P. CiteSeerX 10.1.1.984.2939. doi:10.1117/12.552020.

[18] Tassoul, Jean-Louis (2000). Stellar Rotation (PDF). Cambridge, MA: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77218-1. Retrieved 2007-06-26.

[19] Skumanich, Andrew P. (1972). "Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion". The Astrophysical Journal. 171: 565. Bibcode:1972ApJ...171..565S. doi:10.1086/151310.

[20] Skumanich, Andrew P.; Eddy, J. A. (1981). Bonnet, R. M.; Dupree, A. K. (eds.). Aspects of Long-Term Variability in Sun and Stars – In: Solar Phenomena In Stars and Stellar Systems. Hingham, MA: D. Reidel. pp. 349–398.

[21] Barnes, Sydney A. (2007). "Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors". The Astrophysical Journal. 669 (2): 1167–1189. arXiv:0704.3068. Bibcode:2007ApJ...669.1167B. doi:10.1086/519295. S2CID 14614725.

[22] Nariai, Kyoji (1969). "Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation". Astrophysics and Space Science. 3 (1): 150–159. Bibcode:1969Ap&SS...3..150N. doi:10.1007/BF00649601. hdl:2060/19680026259.

[23] Route, M.; Wolszczan, A. (20 April 2016). "Radio-flaring from the T6 Dwarf WISEPC J112254.73+255021.5 with A Possible Ultra-short Periodicity". The Astrophysical Journal Letters. 821 (2): L21. arXiv:1604.04543. Bibcode:2016ApJ...821L..21R. doi:10.3847/2041-8205/821/2/L21. S2CID 118478221.

[24] Route, M. (10 July 2017). "Is WISEP J060738.65+242953.4 Really a Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?". The Astrophysical Journal. 843 (2): 115. arXiv:1706.03010. Bibcode:2017ApJ...843..115R. doi:10.3847/1538-4357/aa78ab. S2CID 119056418.

[aaa99-25] 25.0 ^25.1 Hut, P. (1999). "Tidal evolution in close binary systems". Astronomy and Astrophysics. 99 (1): 126–140. Bibcode:1981A&A....99..126H.

[26] Weaver, D.; Nicholson, M. (December 4, 1997). "One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo". NASA Hubble. Retrieved 2007-07-03.

[27] Willson, L. A.; Stalio, R. (1990). Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars (1st ed.). Springer. pp. 315–16. ISBN 978-0-7923-0881-2.

[28] Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). "Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation". Astronomy and Astrophysics. 419 (2): 623–644. arXiv:astro-ph/0402287. Bibcode:2004A&A...419..623Y. doi:10.1051/0004-6361:20035822. S2CID 2963085.

[29] Lorimer, D. R. (August 28, 1998). "Binary and Millisecond Pulsars". Living Reviews in Relativity. Max-Planck-Gesellschaft. 1 (1): 10. Bibcode:1998LRR.....1...10L. doi:10.12942/lrr-1998-10. PMC 5567244. PMID 28937181. Archived from the original on February 18, 2012. Retrieved 2007-06-27.

[30] Begelman, Mitchell C. (2003). "Evidence for Black Holes". Science. 300 (5627): 1898–1903. Bibcode:2003Sci...300.1898B. doi:10.1126/science.1085334. PMID 12817138. S2CID 46107747.

[31] Tune, Lee (May 29, 2007). "Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time". University of Maryland Newsdesk. Retrieved 2007-06-25.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

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 {{short description|Angular motion of a star about its axis}}
-[[File:Achernar.svg|right|thumb|280px|यह चित्रण तेजी से  घूर्णन के कारण होने वाले स्टार अचर्नेर की ओब्लेट उपस्थिति को दर्शाता है।]]तारकीय घूर्णन अपनी धुरी के बारे में एक तारे की कोणीय गति है।घूर्णन  की दर को तारे के स्पेक्ट्रम से, या सतह पर सक्रिय सुविधाओं के आंदोलनों के समय से मापा जा सकता है।
+[[File:Achernar.svg|right|thumb|280px|यह चित्रण तेजी से घूर्णन के कारण होने वाले तारा एकर्नार की चपटा उपस्थिति को दर्शाता है।]]'''तारकीय घूर्णन''' अपनी धुरी के बारे में एक तारे की कोणीय गति है। घूर्णन  की दर को तारे के स्पेक्ट्रम से, या सतह पर सक्रिय सुविधाओं के आंदोलनों के समय से मापा जा सकता है।
 एक तारे का घूर्णन केन्द्रापसारक बल के कारण एक भूमध्यरेखीय उभार का उत्पादन करता है। चूँकि तारे ठोस पिंड नहीं होते हैं, वे विभेदक घूर्णन से भी गुज़र सकते हैं। इस प्रकार तारे का[[ भूमध्य रेखा ]] उच्च [[ अक्षांशों |अक्षांशों]] की तुलना में भिन्न [[ कोणीय वेग |कोणीय वेग]] से घूम सकता है। एक तारे के भीतर घूर्णन की दर में इन अंतरों की एक तारकीय चुंबकीय क्षेत्र की पीढ़ी में महत्वपूर्ण भूमिका हो सकती है।<ref name="donati2003"/>
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   }}</ref>
-{{Clear}}
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 === विषुवतीय उभार ===
-{{see also|Equatorial bulge}}
-गुरुत्वाकर्षण आकाशीय पिंडों को एक आदर्श गोले में सिकोड़ने की कोशिश करता है, ऐसा आकार जहां सारा द्रव्यमान गुरुत्वाकर्षण के केंद्र के जितना संभव हो उतना करीब हो। लेकिन एक घूमता हुआ तारा आकार में गोलाकार नहीं होता है, इसमें भूमध्यरेखीय उभार होता है।
+गुरुत्वाकर्षण आकाशीय पिंडों को एक आदर्श गोले में सिकोड़ने की प्रयास करता है, ऐसा आकार जहां सारा द्रव्यमान गुरुत्वाकर्षण के केंद्र के जितना संभव हो उतना करीब हो। लेकिन एक घूमता हुआ तारा आकार में गोलाकार नहीं होता है, इसमें भूमध्य रेखीय उभार होता है।
 एक  घूमने वाली प्रोटो-स्टेलर डिस्क के रूप में एक तारा बनाने के लिए इसका आकार अधिक से अधिक गोलाकार हो जाता है, लेकिन संकुचन एक पूर्ण क्षेत्र तक नहीं बढ़ता है। ध्रुवों पर सभी गुरुत्वाकर्षण संकुचन को बढ़ाने के लिए कार्य करते हैं, लेकिन भूमध्य रेखा पर केन्द्रापसारक बल द्वारा प्रभावी गुरुत्वाकर्षण कम हो जाता है। तारे के निर्माण के बाद तारे का अंतिम आकार एक संतुलन आकार है, इस अर्थ में कि विषुवतीय क्षेत्र में प्रभावी गुरुत्वाकर्षण (कम होना) तारे को अधिक गोलाकार आकार में नहीं खींच सकता है। वॉन जिपेल प्रमेय द्वारा वर्णित के रूप में घूर्णन भी भूमध्य रेखा पर गुरुत्वाकर्षण के अंधेरे को जन्म देता है।
-एक भूमध्यरेखीय उभार का एक चरम उदाहरण तारा रेगुलस (α लियोनिस ए) पर पाया जाता है।इस तारा के भूमध्य रेखा में 317 & nbsp; ± & nbsp; 3 & nbsp;किमी/सेकेंड का मापा घूर्णन वेग है। यह 15.9 घंटे की घूर्णन अवधि के अनुरूप है, जो उस वेग का 86% है जिस पर तारा अलग हो जाएगा। इस तारे की विषुवतीय त्रिज्या ध्रुवीय त्रिज्या से 32% अधिक है।<ref name="apj628">{{cite journal
+एक भूमध्यरेखीय उभार का एक चरम उदाहरण तारा रेगुलस (α लियोनिस ए) पर पाया जाता है। इस तारा के भूमध्य रेखा में 317 ± 3 किमी/सेकेंड का मापा घूर्णन वेग है। यह 15.9 घंटे की घूर्णन अवधि के अनुरूप है, जो उस वेग का 86% है जिस पर तारा अलग हो जाएगा। इस तारे की विषुवतीय त्रिज्या ध्रुवीय त्रिज्या से 32% अधिक है।<ref name="apj628">{{cite journal
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-  }}</ref> अन्य तेजी से घूमने वाले सितारों में [[ अल्फा ारै | अल्फा आरा]], [[ प्लेओन (स्टार) | जालिका(तारा)]] , [[ वेगा ]] और कर्नार शामिल हैं।
+  }}</ref> अन्य तेजी से घूमने वाले सितारों में [[ अल्फा ारै |अल्फा आरा]], [[ प्लेओन (स्टार) |जालिका(तारा)]], [[ वेगा |वेगा]] और कर्नार सम्मिलित हैं।
 किसी तारे के टूटने का वेग एक अभिव्यक्ति है जिसका उपयोग उस मामले का वर्णन करने के लिए किया जाता है जहां भूमध्य रेखा पर केन्द्रापसारक बल गुरुत्वाकर्षण बल के बराबर होता है। किसी तारे के स्थिर होने के लिए घूर्णी वेग इस मान से कम होना चाहिए।<ref>{{cite conference
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+=== अंतर घूर्णन ===
+जब कोणीय वेग अक्षांश के साथ भिन्न होता है, तो सूर्य जैसे तारों पर सतही विभेदक घूर्णन देखा जाता है। सामान्यतया बढ़ते अक्षांश के साथ कोणीय वेग घटता जाता है। हालाँकि इसका उल्टा भी देखा गया है, जैसे कि तारा नामित HD 31993 पर।<ref>{{cite journal
-=== अंतर  घूर्णन ===
-जब कोणीय वेग अक्षांश के साथ भिन्न होता है, तो सूर्य जैसे तारों पर सतही विभेदक घूर्णन देखा जाता है। आमतौर पर बढ़ते अक्षांश के साथ कोणीय वेग घटता जाता है। हालाँकि इसका उल्टा भी देखा गया है, जैसे कि तारा नामित HD & NBSP; 31993 पर।<ref>{{cite journal
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   | date=1997 | volume=291 | issue=1 | pages=1–19
-  | bibcode=1997MNRAS.291....1D | doi=10.1093/mnras/291.1.1| doi-access=free}}</ref> अन्तर्निहित क्रियाविधि जो विभेदक घूर्णन का कारण बनती है वह एक तारे के अंदर अशांत संवहन है। संवहन गति प्लाज्मा के द्रव्यमान आंदोलन के माध्यम से सतह की ओर ऊर्जा ले जाती है।प्लाज्मा का यह द्रव्यमान तारे के कोणीय वेग का एक हिस्सा वहन करता है।जब अशांति कतरनी और  घूर्णन के माध्यम से होती है, तो कोणीय गति मेरिडियल प्रवाह के माध्यम से अलग -अलग अक्षांशों के लिए पुनर्वितरित हो सकती है।<ref>{{cite web
+  | bibcode=1997MNRAS.291....1D | doi=10.1093/mnras/291.1.1| doi-access=free}}</ref> अन्तर्निहित क्रियाविधि जो विभेदक घूर्णन का कारण बनती है वह एक तारे के अंदर अशांत संवहन है। संवहन गति प्लाज्मा के द्रव्यमान संचलन  के माध्यम से ऊर्जा को सतह की ओर ले जाती है। प्लाज्मा का यह द्रव्यमान तारे के कोणीय वेग के एक हिस्से को वहन करता है। जब अपरूपण और घूर्णन के माध्यम से विक्षोभ होता है, तो कोणीय संवेग भूमध्य रेखा प्रवाह के माध्यम से विभिन्न अक्षांशों में पुनर्वितरित हो सकता है।<ref>{{cite web
   | last=Korab | first=Holly | date=June 25, 1997
   | url=http://access.ncsa.uiuc.edu/Stories/97Stories/WOODward.html
   | title=NCSA Access: 3D Star Simulation
   | publisher=National Center for Supercomputing Applications
-  | access-date=2007-06-27 }}</ref><ref>{{cite journal
+  | access-date=2007-06-27 }}</ref>
+<ref>{{cite journal
   | author=Küker, M.
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   | doi=10.1002/asna.200410387 |arxiv = astro-ph/0504411 | s2cid=119386346
-  }}</ref>
+  }}</ref> घूर्णन में तेज अंतर वाले क्षेत्रों के बीच के अंतरापृष्ठ को तारकीय चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न करने वाली डायनेमो प्रक्रियाओं के लिए कुशल स्थिति माना जाता है। वेग वितरण को संशोधित करने वाली गतिज ऊर्जा में चुंबकीय ऊर्जा के रूपांतरण के साथ, तारे के घूर्णन वितरण और उसके चुंबकीय क्षेत्र के बीच एक जटिल संपर्क भी है।<ref name="donati2003" />
-माना जाता है कि  घूर्णन में तेज अंतर वाले क्षेत्रों के बीच इंटरफेस को डायनामो सिद्धांत के लिए कुशल साइटें माना जाता है जो तारकीय चुंबकीय क्षेत्र को उत्पन्न करता है।एक तारे के  घूर्णन वितरण और इसके चुंबकीय क्षेत्र के बीच एक जटिल बातचीत भी है, जिसमें चुंबकीय ऊर्जा के रूपांतरण के साथ गतिज ऊर्जा में वेग वितरण को संशोधित करते हैं।<ref name="donati2003" />
 == घूर्णन ब्रेकिंग ==
 === गठन के दौरान ===
-माना जाता है कि सितारों को गैस और धूल के कम तापमान वाले बादल के पतन के परिणामस्वरूप बनाया जाता है।जैसे -जैसे क्लाउड ढह जाता है, कोणीय गति के संरक्षण से क्लाउड के किसी भी छोटे नेट  घूर्णन को बढ़ाने का कारण बनता है, जिससे सामग्री को एक घूर्णन डिस्क में मजबूर किया जाता है।इस डिस्क के घने केंद्र में एक [[ प्रोटोस्टार ]] रूप हैं, जो पतन की [[ संभावित ऊर्जा ]] से गर्मी प्राप्त करता है।
+माना जाता है कि गैस और धूल के कम तापमान वाले बादल के ढहने के परिणामस्वरूप तारे बनते हैं। जैसे ही बादल छोटा होता है, कोणीय संवेग का संरक्षण बादल के किसी भी छोटे शुद्ध घुमाव को बढ़ाने का कारण बनता है, जिससे भौतिक को घूर्णन चक्र में मजबूर करता है। इस चक्र के घने केंद्र में एक [[ प्रोटोस्टार |मूलतारा]] रूप हैं, जो टूटकर गिर जाने की[[ संभावित ऊर्जा | गुरूत्वीय ऊर्जा]] से ऊष्मा प्राप्त करता है।
-जैसे -जैसे पतन जारी रहता है,  घूर्णन दर उस बिंदु तक बढ़ सकती है जहां भूमध्य रेखा पर केन्द्रापसारक बल के कारण प्रकोप प्रोटोस्टार टूट सकता है।इस प्रकार इस परिदृश्य से बचने के लिए पहले 100,000 & nbsp; वर्षों के दौरान  घूर्णन दर को ब्रेक किया जाना चाहिए।ब्रेकिंग के लिए एक संभावित स्पष्टीकरण [[ चुंबकीय ब्रेकिंग (खगोल विज्ञान) ]] में तारकीय हवा के साथ प्रोटोस्टार के तारकीय चुंबकीय क्षेत्र की बातचीत है।विस्तारित हवा कोणीय गति को दूर करती है और ढहने वाले प्रोटोस्टार की  घूर्णन दर को धीमा कर देती है।<ref>{{cite journal
+जैसे -जैसे गिरावट जारी रहती है,  घूर्णन दर उस बिंदु तक बढ़ सकती है जहां भूमध्य रेखा पर केन्द्रापसारक बल के कारण अभिवर्धित [[ प्रोटोस्टार |मूलतारा]] टूट सकता है। इस प्रकार इस परिदृश्य से बचने के लिए पहले 100,000 वर्षों के दौरान घूर्णन दर को रोकना चाहिए। ब्रेकिंग के लिए एक संभावित स्पष्टीकरण [[ चुंबकीय ब्रेकिंग (खगोल विज्ञान) ]] में तारकीय हवा के साथ [[ प्रोटोस्टार |मूलतारा]] के चुंबकीय क्षेत्र की बातचीत है। फैली हुई हवा कोणीय गति को दूर ले जाती है और टूटते हुए मूलतारा की घूर्णन दर को धीमा कर देती है।<ref>{{cite journal
   | author=Ferreira, J.
   | author2=Pelletier, G.
@@ Line 156: / Line 152: @@
 {| class="wikitable" style="float: right;"
-|+Average<br/>rotational<br/>velocities<ref>{{cite journal
+|+औसत<br/> घूर्णन वेग<ref>{{cite journal
   | last = McNally | first = D.
   | title=The distribution of angular momentum among main sequence stars | journal=The Observatory
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   | bibcode=1965Obs....85..166M }}</ref>
 |-
-![[Stellar class|Stellar<br />class]]
+!तारकीय
-!''v<sub>e</sub>''<br />(km/s)
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 |-
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-अधिकांश [[ मुख्य अनुक्रम ]] | O5 और F5 के बीच एक [[ वर्णक्रमीय वर्ग ]] के साथ मुख्य-अनुक्रम सितारे तेजी से घूमने के लिए पाए गए हैं।<ref name="apj628" /><ref>{{cite conference
+O5 और F5 के बीच वर्णक्रमीय वर्ग वाले अधिकांश मुख्य-अनुक्रम तारे तेजी से घूमते पाए गए हैं।<ref name="apj628" /><ref>{{cite conference
   | author=Peterson, Deane M.
   | display-authors=etal
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   | bibcode=2004SPIE.5491...65P
 |doi = 10.1117/12.552020 | citeseerx=10.1.1.984.2939
-  }}</ref> इस सीमा में सितारों के लिए, मापा  घूर्णन वेग द्रव्यमान के साथ बढ़ता है।यह युवा, बड़े पैमाने पर बी-क्लास सितारों के बीच  घूर्णन चोटियों में वृद्धि है।चूंकि एक तारे की अपेक्षित जीवन काल बढ़ते द्रव्यमान के साथ कम हो जाता है, इसलिए इसे उम्र के साथ घूर्णी वेग में गिरावट के रूप में समझाया जा सकता है।{{citation needed|date=July 2014}}
+  }}</ref> इस श्रेणी के तारों के लिए, मापा घूर्णन वेग द्रव्यमान के साथ बढ़ता है। घूर्णन में यह वृद्धि नए, बड़े पैमाने पर बी-श्रेणी के तारों के बीच चरम पर है। "जैसा कि किसी तारे का अपेक्षित जीवन काल बढ़ते द्रव्यमान के साथ घटता है, इसे जीवन काल के साथ घूर्णी वेग में गिरावट के रूप में समझाया जा सकता है।"
 === गठन के बाद ===
-मुख्य-अनुक्रम सितारों के लिए,  घूर्णन में गिरावट को एक गणितीय संबंध द्वारा अनुमानित किया जा सकता है:
+मुख्य-अनुक्रम तारों के लिए,  घूर्णन में गिरावट को एक गणितीय संबंध द्वारा अनुमानित किया जा सकता है:
 :<math>\Omega_\mathrm{e} \propto t^{-\frac{1}{2}},</math>
-कहाँ पे <math>\Omega_\mathrm{e}</math> भूमध्य रेखा पर कोणीय वेग है और <math>t</math> स्टार की उम्र है।<ref>{{cite book
+जहाँ <math>\Omega_\mathrm{e}</math> भूमध्य रेखा पर कोणीय वेग है और <math>t</math> तारे की आयु है।<ref>{{cite book
   | first=Jean-Louis | last=Tassoul | date=2000
   | title=Stellar Rotation | location=Cambridge, MA
@@ Line 205: / Line 201: @@
   | url=http://assets.cambridge.org/97805217/72181/sample/9780521772181ws.pdf
   | access-date=2007-06-26
-  | isbn=978-0-521-77218-1  }}</ref> इस संबंध का नाम स्कुमानिच के कानून का नाम दिया गया है, जो एंड्रयू पी। स्कुमनिच के बाद 1972 में इसकी खोज की थी।<ref>{{cite journal
+  | isbn=978-0-521-77218-1  }}</ref> इस संबंध का नाम एंड्रयू पी. स्कुमनिच के नाम पर स्कुमनिच का नियम रखा गया है, जिन्होंने 1972 में इसकी खोज की थी।<ref>{{cite journal
   | first=Andrew P. | last=Skumanich
   | title=Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion
   | journal=The Astrophysical Journal
   | date=1972 | volume=171 | page=565
-  | doi=10.1086/151310 | bibcode=1972ApJ...171..565S| doi-access=free}}</ref><ref>{{cite book|last1=Skumanich|first1=Andrew P.|last2=Eddy|first2=J. A.|editor1-last=Bonnet|editor1-first=R. M.|editor2-last=Dupree|editor2-first=A. K.|title=Aspects of Long-Term Variability in Sun and Stars – In: Solar Phenomena In Stars and Stellar Systems|date=1981|publisher=D. Reidel|location=Hingham, MA|pages=349–398}}</ref> [[ Gyrochronology ]] एक तारे की उम्र का निर्धारण है, जो  घूर्णन दर के आधार पर, सूर्य का उपयोग करके कैलिब्रेटेड है।<ref>{{cite journal
+  | doi=10.1086/151310 | bibcode=1972ApJ...171..565S| doi-access=free}}</ref><ref>{{cite book|last1=Skumanich|first1=Andrew P.|last2=Eddy|first2=J. A.|editor1-last=Bonnet|editor1-first=R. M.|editor2-last=Dupree|editor2-first=A. K.|title=Aspects of Long-Term Variability in Sun and Stars – In: Solar Phenomena In Stars and Stellar Systems|date=1981|publisher=D. Reidel|location=Hingham, MA|pages=349–398}}</ref> [[ Gyrochronology | स्त्रीक्रोनोलॉजी]] सूर्य का उपयोग करके व्यवस्थित की गई घूर्णन दर के आधार पर एक तारे की आयु का निर्धारण है।<ref>{{cite journal
 | first = Sydney A. | last = Barnes
 | title = Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors
@@ Line 218: / Line 214: @@
 | arxiv=0704.3068 | bibcode=2007ApJ...669.1167B| s2cid = 14614725
 }}</ref>
-फोटोफ़ेयर से एक तारकीय हवा के उत्सर्जन से सितारे धीरे -धीरे द्रव्यमान खो देते हैं।स्टार का चुंबकीय क्षेत्र बेदखल किए गए मामले पर एक टोक़ निकालता है, जिसके परिणामस्वरूप स्टार से दूर कोणीय गति का एक स्थिर हस्तांतरण होता है।15 & nbsp से अधिक  घूर्णन की दर वाले सितारे; किमी/एस भी अधिक तेजी से द्रव्यमान हानि का प्रदर्शन करते हैं, और परिणामस्वरूप  घूर्णन क्षय की तेजी से दर।इस प्रकार चूंकि ब्रेकिंग के कारण एक स्टार का  घूर्णन धीमा हो जाता है, इसलिए कोणीय गति के नुकसान की दर में कमी होती है।इन शर्तों के तहत, सितारे धीरे -धीरे पहुंचते हैं, लेकिन कभी नहीं पहुंचते, शून्य  घूर्णन की स्थिति।<ref>{{cite journal
+प्रकाशमंडल से तारकीय हवा के उत्सर्जन से तारे धीरे-धीरे द्रव्यमान खो देते हैं। तारे का चुंबकीय क्षेत्र उत्सर्जित पदार्थ पर एक बलाघूर्ण लगाता है, जिसके परिणामस्वरूप तारे से दूर कोणीय गति का एक स्थिर स्थानांतरण होता है। 15 किमी/सेकंड से अधिक घूर्णन की दर वाले तारे भी अधिक तेजी से द्रव्यमान हानि प्रदर्शित करते हैं, और इसके परिणामस्वरूप घूर्णन क्षय की तेज दर होती है। इस प्रकार ब्रेकिंग के कारण एक तारे का घूर्णन धीमा हो जाता है, इसलिए कोणीय गति के नुकसान की दर में कमी होती है। इन स्थितियों के तहत, तारे धीरे-धीरे करीब आते हैं, लेकिन पूरी तरह से कभी नहीं पहुंचते, शून्य घूर्णन की स्थिति में है।<ref>{{cite journal
   | last = Nariai | first = Kyoji
   | title=Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation
@@ Line 228: / Line 225: @@
   | hdl-access=free
   }}</ref>
 === मुख्य अनुक्रम के अंत में ===
-[[ अल्ट्रा-कूल बौना ]] और भूरे रंग के बौनों को गुरुत्वाकर्षण संकुचन के कारण उम्र के रूप में तेजी से  घूर्णन का अनुभव होता है।इन वस्तुओं में सबसे अच्छे सितारों के समान चुंबकीय क्षेत्र भी होते हैं।हालांकि, तेजी से घूमने वाले भूरे रंग के बौनों की खोज जैसे कि T6 ब्राउन बौना WISEPC J112254.73+255021.5<ref>{{cite journal|last1=Route|first1=M.|last2=Wolszczan|first2=A.|title=Radio-flaring from the T6 Dwarf WISEPC J112254.73+255021.5 with A Possible Ultra-short Periodicity|journal=The Astrophysical Journal Letters|date=20 April 2016|volume=821|issue=2|page=L21|doi=10.3847/2041-8205/821/2/L21|arxiv=1604.04543|bibcode=2016ApJ...821L..21R|s2cid=118478221 }}</ref> सैद्धांतिक मॉडल को समर्थन देता है जो दिखाता है कि मुख्य अनुक्रम के अंत में तारकीय हवाओं द्वारा घूर्णी ब्रेकिंग 1000 गुना कम प्रभावी है।<ref>{{cite journal|last1=Route|first1=M.|title=Is WISEP J060738.65+242953.4 Really a Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?|journal=The Astrophysical Journal|date=10 July 2017|volume=843|issue=2|page=115|doi=10.3847/1538-4357/aa78ab|arxiv=1706.03010|bibcode=2017ApJ...843..115R|s2cid=119056418 }}</ref>
+गुरुत्वाकर्षण के संकुचन के कारण अल्ट्राकूल बौने और भूरे रंग के बौने तेजी से घूर्णन का अनुभव करते हैं। इन पिंडों में सबसे ठंडे तारों के समान चुंबकीय क्षेत्र भी होते हैं। हालांकि, तेजी से घूमने वाले भूरे रंग के बौनों की खोज जैसे कि T6 ब्राउन बौना WISEPC J112254.73+255021.5<ref>{{cite journal|last1=Route|first1=M.|last2=Wolszczan|first2=A.|title=Radio-flaring from the T6 Dwarf WISEPC J112254.73+255021.5 with A Possible Ultra-short Periodicity|journal=The Astrophysical Journal Letters|date=20 April 2016|volume=821|issue=2|page=L21|doi=10.3847/2041-8205/821/2/L21|arxiv=1604.04543|bibcode=2016ApJ...821L..21R|s2cid=118478221 }}</ref> सैद्धांतिक प्रारूप का समर्थन करता है जो दर्शाता है कि मुख्य अनुक्रम के अंत में तारकीय हवाओं द्वारा घूर्णी ब्रेकिंग 1000 गुना कम प्रभावी है।<ref>{{cite journal|last1=Route|first1=M.|title=Is WISEP J060738.65+242953.4 Really a Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?|journal=The Astrophysical Journal|date=10 July 2017|volume=843|issue=2|page=115|doi=10.3847/1538-4357/aa78ab|arxiv=1706.03010|bibcode=2017ApJ...843..115R|s2cid=119056418 }}</ref>
-== बाइनरी सिस्टम को बंद करें ==
+== बाइनरी प्रणाली को बंद करें ==
-एक करीबी [[ बाइनरी स्टार ]] सिस्टम तब होता है जब दो सितारे एक -दूसरे को एक औसत पृथक्करण के साथ परिक्रमा करते हैं जो कि उनके व्यास के समान परिमाण के क्रम का होता है।इन दूरी पर, अधिक जटिल बातचीत हो सकती है, जैसे कि ज्वारीय प्रभाव, द्रव्यमान का स्थानांतरण और यहां तक कि टकराव भी।एक करीबी बाइनरी सिस्टम में ज्वारीय बातचीत के परिणामस्वरूप कक्षीय और घूर्णी मापदंडों का संशोधन हो सकता है।सिस्टम की कुल कोणीय गति का संरक्षण किया जाता है, लेकिन कोणीय गति को कक्षीय अवधि और  घूर्णन दरों के बीच स्थानांतरित किया जा सकता है।<ref name="aaa99">{{cite journal
+करीबी बाइनरी स्टार प्रणाली तब होती है जब दो तारे औसत अलगाव के साथ एक दूसरे की परिक्रमा करते हैं जो उनके व्यास के परिमाण के समान क्रम का होता है। इन दूरियों पर, अधिक जटिल अन्योन्य क्रियाएं हो सकती हैं, जैसे ज्वारीय प्रभाव, द्रव्यमान का स्थानांतरण और यहां तक कि टकराव भी। एक करीबी बाइनरी प्रणाली में ज्वारीय अंतःक्रियाओं के परिणामस्वरूप कक्षीय और घूर्णी मापदंडों में संशोधन हो सकता है। प्रणाली की कुल कोणीय गति संरक्षित है, लेकिन कोणीय गति को कक्षीय अवधि और घूर्णन दरों के बीच स्थानांतरित किया जा सकता है।<ref name="aaa99">{{cite journal
   | last=Hut | first=P.
   | title=Tidal evolution in close binary systems
@@ Line 242: / Line 237: @@
   | date=1999 | volume=99 | issue=1 | pages=126–140
   | bibcode=1981A&A....99..126H }}</ref>
-एक करीबी द्विआधारी प्रणाली के प्रत्येक सदस्य गुरुत्वाकर्षण बातचीत के माध्यम से दूसरे पर ज्वार उठाते हैं।हालाँकि, गुरुत्वाकर्षण आकर्षण की दिशा के संबंध में उभार को थोड़ा गलत समझा जा सकता है।इस प्रकार गुरुत्वाकर्षण का बल उभार पर एक टोक़ घटक का उत्पादन करता है, जिसके परिणामस्वरूप कोणीय गति ([[ ज्वारीय त्वरण ]]) का हस्तांतरण होता है।यह प्रणाली को लगातार विकसित होने का कारण बनता है, हालांकि यह एक स्थिर संतुलन तक पहुंच सकता है।प्रभाव उन मामलों में अधिक जटिल हो सकता है जहां  घूर्णन की अक्ष कक्षीय विमान के लंबवत नहीं है।<ref name="aaa99" />
-संपर्क या अर्ध-अलग बायनेरिज़ के लिए, एक स्टार से उसके साथी के द्रव्यमान का हस्तांतरण भी कोणीय गति का एक महत्वपूर्ण हस्तांतरण हो सकता है।Accreting साथी उस बिंदु तक स्पिन कर सकता है जहां यह अपनी महत्वपूर्ण  घूर्णन दर तक पहुंचता है और भूमध्य रेखा के साथ द्रव्यमान खोना शुरू कर देता है।<ref>{{cite web
+करीबी बाइनरी प्रणाली के प्रत्येक सदस्य गुरुत्वाकर्षण बातचीत के माध्यम से दूसरे पर ज्वार उठाते हैं। हालाँकि गुरुत्व आकर्षण की दिशा के संबंध में उभार थोड़ा गलत हो सकता है। इस प्रकार गुरुत्वाकर्षण का बल उभार पर एक बल आघूर्ण घटक का उत्पादन करता है, जिसके परिणामस्वरूप कोणीय गति ([[ ज्वारीय त्वरण |ज्वारीय त्वरण]]) का स्थानांतरण होता है।यह प्रणाली को लगातार विकसित करने का कारण बनता है, हालांकि यह एक स्थिर संतुलन तक पहुंच सकता है। प्रभाव उन मामलों में अधिक जटिल हो सकता है जहां घूर्णन की धुरी कक्षीय तल के लंबवत नहीं है।<ref name="aaa99" />
+संपर्क या अर्ध-पृथक बायनेरिज़ के लिए, एक तारे से उसके साथी के द्रव्यमान के स्थानांतरण के परिणामस्वरूप कोणीय गति का एक महत्वपूर्ण स्थानांतरण भी हो सकता है। अभिवर्धी साथी उस बिंदु तक चक्रण कर सकता है जहां यह अपनी महत्वपूर्ण घूर्णन दर तक पहुंच जाता है और भूमध्य रेखा के साथ द्रव्यमान खोना आरंभ कर देता है।<ref>{{cite web
   | author=Weaver, D.
   | author2=Nicholson, M. | date=December 4, 1997
@@ Line 254: / Line 250: @@
 == पतित तारे ==
-एक स्टार ने [[ थर्मोन्यूक्लियर संलयन ]] के माध्यम से ऊर्जा उत्पन्न करने के बाद, यह एक अधिक कॉम्पैक्ट, पतित राज्य में विकसित होता है।इस प्रक्रिया के दौरान स्टार के आयाम काफी कम हो जाते हैं, जिसके परिणामस्वरूप कोणीय वेग में इसी वृद्धि हो सकती है।
+तापनाभिकीय संलयन के माध्यम से एक तारे द्वारा ऊर्जा पैदा करने के बाद, यह एक अधिक ठोस, पतित अवस्था में विकसित होता है। इस प्रक्रिया के दौरान तारे के आयाम काफी कम हो जाते हैं, जिसके परिणामस्वरूप कोणीय वेग में वृद्धि हो सकती है।
 === सफेद बौना ===
-{{main|White dwarf}}
+एक सफेद बौना एक तारा है जिसमें ऐसी सामग्री होती है जो अपने जीवन के पहले भाग के दौरान तापनाभिकीय संलयन का उप-उत्पाद है, लेकिन उन बड़े पैमाने पर तत्वों को जलाने के लिए द्रव्यमान की कमी होती है। यह एक ठोस बॉडी है जो एक भाग यांत्रिक प्रभाव द्वारा समर्थित है जिसे इलेक्ट्रॉन अध: पतन दबाव के रूप में जाना जाता है जो तारे को और अधिक पतन की अनुमति नहीं देगा। आम तौर पर अधिकांश सफेद बौनों में घूर्णन की दर कम होती है, सबसे अधिक संभावना घूर्णी ब्रेकिंग के परिणाम के रूप में होती है या जब प्रजनक तारे ने अपना बाहरी आवरण खो दिया हो तो कोणीय गति कम हो जाती है।<ref>{{cite book
-एक सफेद बौना एक ऐसा तारा है जिसमें ऐसी सामग्री होती है जो अपने जीवन के पहले भाग के दौरान थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन का उप-उत्पाद होता है, लेकिन उन अधिक विशाल तत्वों को जलाने के लिए द्रव्यमान का अभाव होता है।यह एक कॉम्पैक्ट बॉडी है जो एक क्वांटम यांत्रिक प्रभाव द्वारा समर्थित है जिसे [[ इलेक्ट्रॉन अध: पतन दबाव ]] के रूप में जाना जाता है जो स्टार को किसी भी तरह से ढहने की अनुमति नहीं देगा।आम तौर पर अधिकांश सफेद बौनों में  घूर्णन की कम दर होती है, सबसे अधिक संभावना है कि घूर्णी ब्रेकिंग के परिणामस्वरूप या कोणीय गति को बहाकर जब पूर्वज स्टार ने अपना बाहरी लिफाफा खो दिया।<ref>{{cite book
   | author=Willson, L. A.
   | author2=Stalio, R. | date=1990
@@ Line 265: / Line 260: @@
   | isbn=978-0-7923-0881-2 }}</ref> (ग्रह नेबुला देखें।)
-एक धीमी गति से घूमने वाला सफेद बौना तारा एक [[ न्यूट्रॉन स्टार ]] बनाने के लिए या एक प्रकार के ia सुपरनोवा के रूप में विस्फोट करने के लिए बिना गिरने के 1.44 [[ सौर द्रव्यमान ]] की [[ चंद्रशेखर लिमिट ]] से अधिक नहीं हो सकता है।एक बार जब सफेद बौना इस द्रव्यमान तक पहुंच जाता है, जैसे कि अभिवृद्धि या टक्कर से, गुरुत्वाकर्षण बल इलेक्ट्रॉनों द्वारा लगाए गए दबाव से अधिक होगा।यदि सफेद बौना तेजी से घूम रहा है, हालांकि, भूमध्यरेखीय क्षेत्र में प्रभावी गुरुत्वाकर्षण कम हो जाता है, इस प्रकार सफेद बौने को चंद्रशेखर सीमा से अधिक करने की अनुमति मिलती है।इस तरह के तेजी से  घूर्णन हो सकते हैं, उदाहरण के लिए, द्रव्यमान अभिवृद्धि के परिणामस्वरूप, जिसके परिणामस्वरूप कोणीय गति का हस्तांतरण होता है।<ref>{{cite journal
+न्यूट्रॉन तारा बनाने या टाइप Ia सुपरनोवा के रूप में विस्फोट किए बिना एक धीमी गति से घूमने वाला सफेद बौना तारा 1.44 सौर द्रव्यमान की चंद्रशेखर सीमा से अधिक नहीं हो सकता है। एक बार सफेद बौना इस द्रव्यमान तक पहुंच जाता है, जैसे अभिवृद्धि या टक्कर से, गुरुत्वाकर्षण बल इलेक्ट्रॉनों द्वारा लगाए गए दबाव से अधिक हो जाएगा। यदि सफेद बौना तेजी से घूम रहा है, हालांकि, भूमध्यरेखीय क्षेत्र में प्रभावी गुरुत्वाकर्षण कम हो जाता है, जिसके कारण सफेद बौना चंद्रशेखर की सीमा से अधिक हो जाता है। इस तरह का तेजी से घूर्णन हो सकता है, उदाहरण के लिए, बड़े पैमाने पर अभिवृद्धि के परिणामस्वरूप कोणीय गति का स्थानांतरण होता है।<ref>{{cite journal
   | author=Yoon, S.-C.
   | author2=Langer, N.
@@ Line 275: / Line 270: @@
   | doi=10.1051/0004-6361:20035822 |arxiv = astro-ph/0402287 | s2cid=2963085
   }}</ref>
+=== न्यूट्रॉन तारा ===
+[[File:Pulsar schematic.jpg|right|thumb|250px|न्यूट्रॉन तारा(केंद्र) अपने चुंबकीय ध्रुवों से विकिरण की एक किरण का उत्सर्जन करता है। घूर्णन के अक्ष के चारों ओर एक शंकु की सतह के साथ बीम बह जाते हैं।]]एक न्यूट्रॉन तारा एक तारे का अत्यधिक घना अवशेष है जो मुख्य रूप से न्यूट्रॉन से बना होता है - एक कण जो अधिकांश परमाणु नाभिकों में पाया जाता है और इसका कोई शुद्ध विद्युत आवेश नहीं होता है। एक न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के 1.2 से 2.1 गुना की सीमा में होता है। गिरावट के परिणामस्वरूप, प्रति सेकंड सौ घुमावों के क्रम में एक नवगठित न्यूट्रॉन तारे की घूर्णन की दर बहुत तीव्र हो सकती है।
+पुच्छल तारा में न्यूट्रॉन तारे घूम रहे हैं जिनमें एक चुंबकीय क्षेत्र होता है। घूमते हुए पुच्छल तारा के ध्रुवों से विद्युत चुम्बकीय विकिरण की एक संकीर्ण किरण उत्सर्जित होती है। यदि किरण सौर मंडल की दिशा से आगे बढ़ती है तो पुच्छल तारा एक  आवर्ती नाड़ी उत्पन्न करेगा जिसे पृथ्वी से पता लगाया जा सकता है। चुंबकीय क्षेत्र द्वारा विकिरित ऊर्जा धीरे-धीरे घूर्णन दर को धीमा कर देती है, जिससे पुराने पुच्छल तारा को प्रत्येक स्पंद के बीच कई सेकंड तक की आवश्यकता हो सकती है।<ref>{{cite journal
-=== न्यूट्रॉन स्टार ===
-{{main|Pulsar}}
-[[File:Pulsar schematic.jpg|right|thumb|250px|न्यूट्रॉन स्टार (केंद्र) अपने चुंबकीय ध्रुवों से विकिरण की एक किरण का उत्सर्जन करता है। घूर्णन के अक्ष के चारों ओर एक शंकु की सतह के साथ बीम बह जाते हैं।]]एक [[ न्यूट्रॉन ]] स्टार एक तारे का एक अत्यधिक घना अवशेष है जो मुख्य रूप से न्यूट्रॉन से बना होता है - एक कण जो अधिकांश परमाणु नाभिक में पाया जाता है और इसमें कोई शुद्ध विद्युत आवेश नहीं होता है।एक न्यूट्रॉन स्टार का द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के 1.2 से 2.1 गुना की सीमा में होता है।पतन के परिणामस्वरूप, एक नवगठित न्यूट्रॉन स्टार में  घूर्णन की बहुत तेजी से दर हो सकती है;प्रति सेकंड सौ  घूर्णन के आदेश पर।
-[[ पलसर ]] न्यूट्रॉन सितारों को घुमा रहे हैं जिनमें एक चुंबकीय क्षेत्र है।[[ विद्युत चुम्बकीय विकिरण ]] का एक संकीर्ण किरण घूर्णन पल्सर के ध्रुवों से उत्सर्जित होता है।यदि बीम सौर मंडल की दिशा से आगे बढ़ता है, तो पल्सर एक आवधिक नाड़ी का उत्पादन करेगा जिसे पृथ्वी से पता लगाया जा सकता है।चुंबकीय क्षेत्र द्वारा विकिरणित ऊर्जा धीरे -धीरे  घूर्णन दर को धीमा कर देती है, ताकि पुराने पल्सर को प्रत्येक पल्स के बीच कई सेकंड तक की आवश्यकता हो।<ref>{{cite journal
   |last        = Lorimer
   |first       = D. R.
@@ Line 302: / Line 293: @@
   |archive-date = February 18, 2012
 }}</ref>
 === ब्लैक होल ===
-{{main|Rotating black hole}}
+ब्लैक होल एक ऐसी वस्तु है जिसका गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र इतना शक्तिशाली होता है कि वह प्रकाश को बाहर निकलने से रोक सकता है। जब वे घूर्णन द्रव्यमान के गिरावट से बनते हैं, तो वे सभी कोणीय गति को बनाए रखते हैं जो उत्सर्जित गैस के रूप में नहीं बहाया जाता है। यह घुमाव एक चपटे गोलाकार आकार के आयतन के भीतर अंतरिक्ष का कारण बनता है, जिसे "एर्गोस्फीयर" कहा जाता है, जिसे ब्लैक होल के साथ घसीटा जाता है। इस मात्रा में गिरने वाला द्रव्यमान इस प्रक्रिया से ऊर्जा प्राप्त करता है और द्रव्यमान के कुछ हिस्से को ब्लैक होल में गिरने के बिना बाहर निकाला जा सकता है। जब द्रव्यमान को बाहर निकाला जाता है, तो ब्लैक होल कोणीय गति ([[ पेनरोज़ प्रक्रिया | पेनरोज़ प्रक्रिया]] ) खो देता है।<ref>{{cite journal
-एक [[ ब्लैक होल ]] एक गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के साथ एक वस्तु है जो पर्याप्त रूप से शक्तिशाली है कि यह प्रकाश को भागने से रोक सकता है।जब वे एक घूर्णन द्रव्यमान के पतन से बनते हैं, तो वे उन सभी कोणीय गति को बनाए रखते हैं जो बेदखल गैस के रूप में नहीं बहाया जाता है।यह  घूर्णन एक ओब्लेट स्पेरॉइड के आकार की मात्रा के भीतर स्थान का कारण बनता है, जिसे एर्गोस्फीयर कहा जाता है, ब्लैक होल के साथ चारों ओर घसीटा जाता है।इस प्रक्रिया से इस मात्रा में गिरने से ऊर्जा की वृद्धि होती है और द्रव्यमान के कुछ हिस्से को ब्लैक होल में गिरने के बिना बाहर निकाल दिया जा सकता है।जब द्रव्यमान को बाहर निकाल दिया जाता है, तो ब्लैक होल कोणीय गति ([[ पेनरोज़ प्रक्रिया ]]) खो देता है।<ref>{{cite journal
   | last = Begelman | first = Mitchell C.
   | title=Evidence for Black Holes
@@ Line 313: / Line 301: @@
   | doi=10.1126/science.1085334
   | pmid = 12817138 |bibcode = 2003Sci...300.1898B | s2cid = 46107747
-  }}</ref> एक ब्लैक होल की  घूर्णन दर को प्रकाश की गति के 98.7% तक मापा गया है।<ref>{{cite news
+  }}</ref> एक ब्लैक होल की घूर्णन दर को प्रकाश की गति के 98.7% तक मापा गया है।<ref>{{cite news
   | first=Lee | last=Tune
   | title=Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time
@@ Line 328: / Line 316: @@
 ==बाहरी कड़ियाँ==
 *{{cite web|author=Staff|date=February 28, 2006|url=http://helene.ethz.ch/research/stars/starspots/results/results_nf.html|title=Stellar Spots and Cyclic Activity: Detailed Results|publisher=ETH Zürich|archive-url=https://archive.today/20080316225037/http://saturn.ethz.ch/research/stars/starspots/results/results_nf.html|archive-date=March 16, 2008|access-date=2008-03-16}}
-{{Star}}
 {{Good article}}
-[[Category: तारकीय खगोल विज्ञान | रोटेशन]] [[Category: रोटेशन]]
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तारकीय घूर्णन: Difference between revisions

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पतित तारे

सफेद बौना

न्यूट्रॉन तारा

ब्लैक होल

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