तारकीय घूर्णन: Difference between revisions

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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।

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।

File:V sin i.png

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 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।

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।^[7] अन्य तेजी से घूमने वाले सितारों में अल्फा आरा, जालिका(तारा) , वेगा और कर्नार शामिल 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। 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।^[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 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।^[12]^[13] 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।^[1]

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।

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।^[14]^[15]

Average
rotational
velocities^[16]
Stellar class	v_e (km/s)
O5	190
B0	200
B5	210
A0	190
A5	160
F0	95
F5	25
G0	12

अधिकांश मुख्य अनुक्रम | O5 और F5 के बीच एक वर्णक्रमीय वर्ग के साथ मुख्य-अनुक्रम सितारे तेजी से घूमने के लिए पाए गए हैं।^[7]^[17] 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]}

गठन के बाद

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

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

कहाँ पे $\Omega _{\mathrm {e} }$ भूमध्य रेखा पर कोणीय वेग है और $t$ स्टार की उम्र है।^[18] इस संबंध का नाम स्कुमानिच के कानून का नाम दिया गया है, जो एंड्रयू पी। स्कुमनिच के बाद 1972 में इसकी खोज की थी।^[19]^[20] Gyrochronology एक तारे की उम्र का निर्धारण है, जो घूर्णन दर के आधार पर, सूर्य का उपयोग करके कैलिब्रेटेड है।^[21] 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।^[22]

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^[23] 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।^[24]

बाइनरी सिस्टम 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।^[25] 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।^[25]

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।^[26]

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।

सफेद बौना

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।^[27] (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।^[28]

न्यूट्रॉन स्टार

File:Pulsar schematic.jpg

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।^[29]

ब्लैक होल

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।^[30] एक ब्लैक होल की घूर्णन दर को प्रकाश की गति के 98.7% तक मापा गया है।^[31]

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बाहरी कड़ियाँ

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 {{short description|Angular motion of a star about its axis}}
-[[File:Achernar.svg|right|thumb|280px|यह चित्रण तेजी से रोटेशन 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 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।
 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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-=== अंतर रोटेशन ===
+=== अंतर  घूर्णन ===
-सतह का अंतर रोटेशन सूर्य जैसे तारों पर देखा जाता है जब कोणीय वेग अक्षांश के साथ भिन्न होता है।आमतौर पर कोणीय वेग बढ़ते अक्षांश के साथ कम हो जाता है।हालाँकि रिवर्स भी देखा गया है, जैसे कि स्टार नामित HD & NBSP; 31993।<ref>{{cite journal
+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
   | author=Kitchatinov, L. L.
   | author2=Rüdiger, G.
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   | date=1998 | volume=494 | issue=2 | pages=691–699
   | doi=10.1086/305216
-| bibcode=1998ApJ...494..691R| doi-access=free}}</ref> इस तरह का पहला तारा, सूर्य के अलावा, इसके अंतर रोटेशन को विस्तार से मैप किया गया है, [[ एब डोरडस ]] है।<ref name="donati2003">{{cite web
+| bibcode=1998ApJ...494..691R| doi-access=free}}</ref> सूर्य के अलावा इस तरह का पहला तारा, जिसके अंतर घूर्णन को विस्तार से मानचित्रित किया गया है, एबी डोराडस है।<ref name="donati2003">{{cite web
   | last=Donati | first=Jean-François | date=November 5, 2003
   | url=http://www.ast.obs-mip.fr/users/donati/diffrot.html
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   | publisher=Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse
   | access-date = 2007-06-24 }}</ref>
 <ref>{{cite journal
   | author=Donati, J.-F.
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   | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
   | date=1997 | volume=291 | issue=1 | pages=1–19
-  | bibcode=1997MNRAS.291....1D | doi=10.1093/mnras/291.1.1| doi-access=free}}</ref>
+  | 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
-अंतर्निहित तंत्र जो अंतर रोटेशन का कारण बनता है, 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 रोटेशन 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
   | last=Korab | first=Holly | date=June 25, 1997
   | url=http://access.ncsa.uiuc.edu/Stories/97Stories/WOODward.html
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   | doi=10.1002/asna.200410387 |arxiv = astro-ph/0504411 | s2cid=119386346
   }}</ref>
-माना जाता है कि रोटेशन 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 रोटेशन 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" />
+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" />
-== रोटेशन ब्रेकिंग ==
+== 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 रोटेशन 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 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।
-जैसे -जैसे पतन जारी रहता है, रोटेशन 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 रोटेशन 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 रोटेशन दर को धीमा कर देती है।<ref>{{cite journal
+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
   | author=Ferreira, J.
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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 रोटेशन वेग द्रव्यमान के साथ बढ़ता है।यह युवा, बड़े पैमाने पर बी-क्लास सितारों के बीच रोटेशन 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 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}}
 === गठन के बाद ===
-मुख्य-अनुक्रम सितारों के लिए, रोटेशन में गिरावट को एक गणितीय संबंध द्वारा अनुमानित किया जा सकता है:
+मुख्य-अनुक्रम सितारों 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>
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   | journal=The Astrophysical Journal
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-  | 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 रोटेशन 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 ]] एक तारे की उम्र का निर्धारण है, जो  घूर्णन दर के आधार पर, सूर्य का उपयोग करके कैलिब्रेटेड है।<ref>{{cite journal
 | first = Sydney A. | last = Barnes
 | title = Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors
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 | 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 रोटेशन की दर वाले सितारे; किमी/एस भी अधिक तेजी से द्रव्यमान हानि का प्रदर्शन करते हैं, और परिणामस्वरूप रोटेशन क्षय की तेजी से दर।इस प्रकार चूंकि ब्रेकिंग के कारण एक स्टार का रोटेशन 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 रोटेशन की स्थिति।<ref>{{cite journal
+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
   | last = Nariai | first = Kyoji
   | title=Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation
@@ Line 230: / Line 231: @@
 === मुख्य अनुक्रम के अंत में ===
-[[ अल्ट्रा-कूल बौना ]] और भूरे रंग के बौनों को गुरुत्वाकर्षण संकुचन के कारण उम्र के रूप में तेजी से रोटेशन 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>
+[[ 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>
 == बाइनरी सिस्टम 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 रोटेशन दरों के बीच स्थानांतरित किया जा सकता है।<ref name="aaa99">{{cite journal
+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
   | last=Hut | first=P.
   | title=Tidal evolution in close binary systems
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   | 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 रोटेशन की अक्ष कक्षीय विमान के लंबवत नहीं है।<ref name="aaa99" />
+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 रोटेशन दर तक पहुंचता है और भूमध्य रेखा के साथ द्रव्यमान खोना शुरू कर देता है।<ref>{{cite web
+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
   | author=Weaver, D.
   | author2=Nicholson, M. | date=December 4, 1997
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 === सफेद बौना ===
 {{main|White dwarf}}
-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 रोटेशन 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
+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
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   | 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 रोटेशन हो सकते हैं, उदाहरण के लिए, द्रव्यमान अभिवृद्धि के परिणामस्वरूप, जिसके परिणामस्वरूप कोणीय गति का हस्तांतरण होता है।<ref>{{cite journal
+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
   | author=Yoon, S.-C.
   | author2=Langer, N.
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 {{main|Pulsar}}
-[[File:Pulsar schematic.jpg|right|thumb|250px|न्यूट्रॉन स्टार (केंद्र) अपने चुंबकीय ध्रुवों से विकिरण की एक किरण का उत्सर्जन करता है।रोटेशन 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 रोटेशन की बहुत तेजी से दर हो सकती है;प्रति सेकंड सौ रोटेशन के आदेश पर।
+[[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 रोटेशन दर को धीमा कर देती है, ताकि पुराने पल्सर को प्रत्येक पल्स के बीच कई सेकंड तक की आवश्यकता हो।<ref>{{cite journal
+[[ 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.
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 === ब्लैक होल ===
 {{main|Rotating black hole}}
-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 रोटेशन 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
+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 312: / Line 313: @@
   | doi=10.1126/science.1085334
   | pmid = 12817138 |bibcode = 2003Sci...300.1898B | s2cid = 46107747
-  }}</ref> एक ब्लैक होल की रोटेशन 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

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अंतर घूर्णन

घूर्णन ब्रेकिंग

गठन के दौरान

गठन के बाद

मुख्य अनुक्रम के अंत में

बाइनरी सिस्टम को बंद करें

पतित तारे

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न्यूट्रॉन स्टार

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तारकीय घूर्णन: Difference between revisions

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घूर्णन ब्रेकिंग

गठन के दौरान

गठन के बाद

मुख्य अनुक्रम के अंत में

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पतित तारे

सफेद बौना

न्यूट्रॉन स्टार

ब्लैक होल

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