तारकीय घूर्णन

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।

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 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

File:Pulsar schematic.jpg

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]

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