নাক্ষত্রিক ঘূর্ণন

From LTRC
এই চিত্রটি দ্রুত ঘূর্ণনের কারণে আকেরনার (Achernar) নক্ষত্রের চ্যাপ্টা আকৃতি প্রদর্শন করছে।

নাক্ষত্রিক ঘূর্ণন (Stellar rotation) হলো একটি নক্ষত্রের তার অক্ষের সাপেক্ষে কৌণিক গতি। নক্ষত্রের বর্ণালী থেকে অথবা পৃষ্ঠতলের সক্রিয় বৈশিষ্ট্যগুলোর গতিবিধি পরিমাপের মাধ্যমে এই ঘূর্ণন হার নির্ণয় করা যায়।

নক্ষত্রের ঘূর্ণনের ফলে কেন্দ্রাতিগ বলের কারণে একটি নিরক্ষীয় স্ফীতি (equatorial bulge) তৈরি হয়। যেহেতু নক্ষত্রগুলো কঠিন বস্তু নয়, তাই তারা অসম ঘূর্ণন (differential rotation)-এর মধ্য দিয়েও যেতে পারে। ফলে, নক্ষত্রের নিরক্ষরেখা উচ্চতর অক্ষাংশের তুলনায় ভিন্ন কৌণিক বেগে আবর্তিত হতে পারে। নক্ষত্রের অভ্যন্তরে ঘূর্ণন হারের এই পার্থক্যগুলো নাক্ষত্রিক চৌম্বক ক্ষেত্র তৈরিতে গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করতে পারে।[1]

এর পরিবর্তে, নক্ষত্রের চৌম্বক ক্ষেত্র নাক্ষত্রিক বায়ুর (stellar wind) সাথে মিথস্ক্রিয়া করে। বায়ু যখন নক্ষত্র থেকে দূরে সরে যায়, তখন এর কৌণিক গতি হ্রাস পায়। নক্ষত্রের চৌম্বক ক্ষেত্র বায়ুর সাথে মিথস্ক্রিয়া করে, যা নাক্ষত্রিক ঘূর্ণনে একটি ড্র্যাগ বা বাধা প্রয়োগ করে। এর ফলে, নক্ষত্র থেকে বায়ুতে কৌণিক ভরবেগ স্থানান্তরিত হয় এবং সময়ের সাথে সাথে এটি ধীরে ধীরে নক্ষত্রের ঘূর্ণন গতিকে কমিয়ে দেয়।

পরিমাপ

এই নক্ষত্রটির পৃথিবীর পর্যবেক্ষকের দৃষ্টিরেখার সাথে i নতি রয়েছে এবং নিরক্ষরেখায় ঘূর্ণন বেগ ve।

যদি না কোনো নক্ষত্রকে তার মেরুর দিক থেকে পর্যবেক্ষণ করা হয়, তবে পৃষ্ঠের বিভিন্ন অংশের কিছু পরিমাণ গতি পর্যবেক্ষকের দিকে বা বিপরীত দিকে থাকে। পর্যবেক্ষকের দিকে গতির যে উপাদানটি থাকে তাকে রেডিয়াল ভেলোসিটি বা ব্যাসার্ধীয় বেগ বলা হয়। পৃষ্ঠের যে অংশের ব্যাসার্ধীয় বেগের উপাদান পর্যবেক্ষকের দিকে থাকে, ডপলার সরণের কারণে সেই বিকিরণ উচ্চ কম্পাঙ্কে স্থানান্তরিত হয়। একইভাবে, যে অঞ্চলের উপাদান পর্যবেক্ষকের থেকে দূরে সরে যাচ্ছে, সেটি নিম্ন কম্পাঙ্কে স্থানান্তরিত হয়। যখন কোনো নক্ষত্রের শোষণ রেখা (absorption line) পর্যবেক্ষণ করা হয়, তখন বর্ণালীর প্রতিটি প্রান্তে এই সরণের কারণে রেখাটি প্রশস্ত হয়ে যায়।[2] তবে, এই প্রশস্ততাকে অন্যান্য প্রভাব থেকে সতর্কতার সাথে আলাদা করতে হয় যা রেখার প্রস্থ বাড়াতে পারে।

রেখা প্রশস্ততার মাধ্যমে পর্যবেক্ষিত ব্যাসার্ধীয় বেগের উপাদানটি দৃষ্টিরেখার সাথে নক্ষত্রের মেরুর নতি (inclination)-এর উপর নির্ভর করে। প্রাপ্ত মানটিকে ve⋅sin⁡i হিসেবে প্রকাশ করা হয়, যেখানে Failed to parse (syntax error): {\displaystyle v_\mathrm{e} হলো নিরক্ষরেখায় ঘূর্ণন বেগ এবং i হলো নতি। তবে, i সবসময় জানা থাকে না, তাই ফলাফলটি নক্ষত্রের ঘূর্ণন বেগের একটি সর্বনিম্ন মান প্রদান করে। অর্থাৎ, যদি i একটি সমকোণ না হয়, তবে প্রকৃত বেগ ve⋅sin⁡i-এর চেয়ে বেশি হয়।[2] একে কখনও কখনও প্রক্ষিপ্ত ঘূর্ণন বেগ বলা হয়। দ্রুত ঘূর্ণনশীল নক্ষত্রের ক্ষেত্রে পোলারিমিতি কেবল ঘূর্ণন বেগের পরিবর্তে প্রকৃত বেগ পুনরুদ্ধারের একটি পদ্ধতি প্রদান করে; এই কৌশলটি এখন পর্যন্ত কেবল রেগুলাস (Regulus) নক্ষত্রের ক্ষেত্রে প্রয়োগ করা হয়েছে।[3]

দানব নক্ষত্রগুলোর (giant stars) ক্ষেত্রে, বায়ুমণ্ডলীয় মাইক্রোটার্বুলেন্স (microturbulence) এমন রেখা প্রশস্ততা তৈরি করতে পারে যা ঘূর্ণনের প্রভাবের চেয়ে অনেক বেশি, যা কার্যকরভাবে সংকেতটিকে ঢেকে ফেলে। তবে, একটি বিকল্প পদ্ধতি ব্যবহার করা যেতে পারে যা মহাকর্ষীয় মাইক্রোলেন্সিং (gravitational microlensing) ঘটনাকে কাজে লাগায়। এগুলো তখন ঘটে যখন একটি বিশাল বস্তু দূরবর্তী নক্ষত্রের সামনে দিয়ে যায় এবং লেন্সের মতো কাজ করে, সংক্ষেপে চিত্রটিকে বিবর্ধিত করে। এই উপায়ে সংগৃহীত আরও বিস্তারিত তথ্য মাইক্রোটার্বুলেন্সের প্রভাবকে ঘূর্ণন থেকে আলাদা করতে সাহায্য করে।[4]

যদি কোনো নক্ষত্রে স্টারস্পট (starspot)-এর মতো চৌম্বকীয় পৃষ্ঠীয় কার্যকলাপ দেখা যায়, তবে ঘূর্ণন হার অনুমান করার জন্য এই বৈশিষ্ট্যগুলোকে ট্র্যাক করা যেতে পারে। তবে, এই ধরনের বৈশিষ্ট্যগুলো নিরক্ষরেখা ছাড়া অন্য স্থানেও তৈরি হতে পারে এবং তাদের জীবনকালের মধ্যে অক্ষাংশ জুড়ে স্থানান্তরিত হতে পারে, তাই নক্ষত্রের অসম ঘূর্ণন ভিন্ন ভিন্ন পরিমাপ তৈরি করতে পারে। নাক্ষত্রিক চৌম্বকীয় কার্যকলাপ প্রায়শই দ্রুত ঘূর্ণনের সাথে যুক্ত থাকে, তাই এই কৌশলটি এমন নক্ষত্রগুলোর পরিমাপের জন্য ব্যবহার করা যেতে পারে।[5] স্টারস্পট পর্যবেক্ষণ থেকে দেখা গেছে যে এই বৈশিষ্ট্যগুলো আসলে নক্ষত্রের ঘূর্ণন হার পরিবর্তন করতে পারে, কারণ চৌম্বক ক্ষেত্রগুলো নক্ষত্রের গ্যাসের প্রবাহকে পরিবর্তিত করে।[6]

ভৌত প্রভাব

নিরক্ষীয় স্ফীতি

আরও দেখুন: Equatorial bulge

মহাকর্ষ মহাজাগতিক বস্তুগুলোকে একটি নিখুঁত গোলকের দিকে সংকুচিত করার প্রবণতা রাখে, যে আকৃতিতে সমস্ত ভর মহাকর্ষ কেন্দ্রের যতটা সম্ভব কাছাকাছি থাকে। কিন্তু একটি ঘূর্ণনশীল নক্ষত্র গোলকাকার হয় না, এর একটি নিরক্ষীয় স্ফীতি থাকে।

একটি ঘূর্ণনশীল প্রোটো-স্টেলার ডিস্ক যখন নক্ষত্র গঠনের জন্য সংকুচিত হয়, তখন এর আকৃতি ক্রমশ গোলকাকার হতে থাকে, কিন্তু সংকোচনটি পুরোপুরি একটি নিখুঁত গোলক পর্যন্ত পৌঁছায় না। মেরুগুলোতে সমস্ত মহাকর্ষ সংকোচন বাড়াতে কাজ করে, কিন্তু নিরক্ষরেখায় কার্যকর মহাকর্ষ কেন্দ্রাতিগ বল দ্বারা হ্রাস পায়। নক্ষত্র গঠনের পর নক্ষত্রের চূড়ান্ত আকৃতি একটি ভারসাম্যপূর্ণ আকৃতি, এই অর্থে যে নিরক্ষীয় অঞ্চলে কার্যকর মহাকর্ষ (হ্রাস পাওয়ায়) নক্ষত্রটিকে আরও গোলকাকার আকৃতিতে টানতে পারে না। ঘূর্ণনটি নিরক্ষরেখায় মহাকর্ষীয় অন্ধকারাচ্ছন্নতা (gravity darkening)-এরও জন্ম দেয়, যেমনটি ভন জেইপেল উপপাদ্য (von Zeipel theorem)-এ বর্ণিত হয়েছে।

নিরক্ষীয় স্ফীতির একটি চরম উদাহরণ দেখা যায় রেগুলাস এ (α Leonis A) নক্ষত্রে। এই নক্ষত্রের নিরক্ষরেখায় পরিমাপকৃত ঘূর্ণন বেগ ৩১৭ ± ৩ কিমি/সেকেন্ড। এটি ১৫.৯ ঘণ্টার ঘূর্ণন সময়ের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ, যা সেই বেগের ৮৬%, যে বেগে নক্ষত্রটি ভেঙে পড়ত। এই নক্ষত্রের নিরক্ষীয় ব্যাসার্ধ মেরু ব্যাসার্ধের চেয়ে ৩২% বড়।[7] অন্যান্য দ্রুত ঘূর্ণনশীল নক্ষত্রের মধ্যে রয়েছে আলফা আরে (Alpha Arae), প্লিয়োনি (Pleione), ভেগা (Vega) এবং আকেরনার (Achernar)।

নক্ষত্রের ভেঙে পড়ার বেগ (break-up velocity) হলো এমন একটি অভিব্যক্তি যা সেই অবস্থাকে বর্ণনা করতে ব্যবহৃত হয় যেখানে নিরক্ষরেখায় কেন্দ্রাতিগ বল মহাকর্ষীয় বলের সমান। একটি নক্ষত্রের স্থিতিশীল থাকার জন্য ঘূর্ণন বেগ অবশ্যই এই মানের নিচে হতে হবে।[8]

অসম ঘূর্ণন

সূর্যের মতো নক্ষত্রগুলোতে পৃষ্ঠীয় অসম ঘূর্ণন (differential rotation) দেখা যায় যখন কৌণিক বেগ অক্ষাংশের সাথে পরিবর্তিত হয়। সাধারণত অক্ষাংশ বৃদ্ধির সাথে সাথে কৌণিক বেগ হ্রাস পায়। তবে বিপরীতটিও দেখা গেছে, যেমন এইচডি ৩১৯৯৩ (HD 31993) নামক নক্ষত্রে।[9][10] সূর্যের বাইরে প্রথম যে নক্ষত্রটির অসম ঘূর্ণন বিস্তারিতভাবে ম্যাপ করা হয়েছে তা হলো এবি ডোরাডাস (AB Doradus)।[1][11]

অসম ঘূর্ণন সৃষ্টিকারী অন্তর্নিহিত প্রক্রিয়াটি হলো নক্ষত্রের অভ্যন্তরে উত্তাল পরিচলন (convection)। পরিচলন গতি প্লাজমার ভর চলাচলের মাধ্যমে পৃষ্ঠের দিকে শক্তি বহন করে। প্লাজমার এই ভর নক্ষত্রের কৌণিক বেগের একটি অংশ বহন করে। যখন শিয়ার এবং ঘূর্ণনের মাধ্যমে উত্তালতা ঘটে, তখন কৌণিক ভরবেগ মেরিডিওনাল প্রবাহের (meridional flow) মাধ্যমে বিভিন্ন অক্ষাংশে পুনর্বন্টিত হতে পারে।[12][13]

ঘূর্ণনে তীব্র পার্থক্যযুক্ত অঞ্চলগুলোর মধ্যবর্তী ইন্টারফেসগুলো ডায়নামো প্রক্রিয়ার জন্য কার্যকর স্থান বলে মনে করা হয় যা নাক্ষত্রিক চৌম্বক ক্ষেত্র তৈরি করে। নক্ষত্রের ঘূর্ণন বন্টন এবং এর চৌম্বক ক্ষেত্রের মধ্যে একটি জটিল মিথস্ক্রিয়াও রয়েছে, যেখানে চৌম্বক শক্তি গতিশক্তিতে রূপান্তরিত হয়ে বেগের বন্টনকে পরিবর্তিত করে।[1]

ঘূর্ণন ব্রেকিং

গঠনের সময়

মনে করা হয় যে নক্ষত্রগুলো গ্যাস এবং ধূলিকণার নিম্ন-তাপমাত্রার মেঘের পতনের ফলে গঠিত হয়। মেঘটি যখন সংকুচিত হয়, তখন কৌণিক ভরবেগের সংরক্ষণশীলতা মেঘের যেকোনো ছোট নিট ঘূর্ণনকে বাড়িয়ে তোলে, যা উপাদানগুলোকে একটি ঘূর্ণনশীল ডিস্কে বাধ্য করে। এই ডিস্কের ঘন কেন্দ্রে একটি প্রোটোস্টার তৈরি হয়, যা পতনের মহাকর্ষীয় শক্তি থেকে তাপ লাভ করে।

পতন অব্যাহত থাকলে, ঘূর্ণন হার এমন পর্যায়ে বাড়তে পারে যেখানে ক্রমবর্ধমান প্রোটোস্টারটি নিরক্ষরেখায় কেন্দ্রাতিগ বলের কারণে ভেঙে যেতে পারে। তাই এই পরিস্থিতি এড়াতে প্রথম ১০০,০০০ বছরের মধ্যে ঘূর্ণন হার ব্রেক করতে হয়। ব্রেকিংয়ের একটি সম্ভাব্য ব্যাখ্যা হলো প্রোটোস্টারের চৌম্বক ক্ষেত্রের সাথে নাক্ষত্রিক বায়ুর মিথস্ক্রিয়া, যাকে চৌম্বক ব্রেকিং (জ্যোতির্বিজ্ঞান) বলা হয়। প্রসারিত বায়ু কৌণিক ভরবেগ বহন করে এবং পতনেরত প্রোটোস্টারের ঘূর্ণন হার কমিয়ে দেয়।[14][15]

গড়
ঘূর্ণন
বেগ[16]
নাক্ষত্রিক
শ্রেণি 		ve
(কিমি/সে)
O5 ১৯০
B0 ২০০
B5 ২১০
A0 ১৯০
A5 ১৬০
F0 ৯৫
F5 ২৫
G0 ১২

ও৫ (O5) এবং এফ৫ (F5) বর্ণালী শ্রেণি-এর মধ্যে বেশিরভাগ প্রধান ক্রমের নক্ষত্র দ্রুত আবর্তিত হয় বলে জানা গেছে।[7][17] এই সীমার নক্ষত্রগুলোর জন্য, পরিমাপকৃত ঘূর্ণন বেগ ভরের সাথে বৃদ্ধি পায়। এই ঘূর্ণন বৃদ্ধি তরুণ, বিশাল বি-শ্রেণির নক্ষত্রগুলোর মধ্যে সর্বোচ্চ। "যেহেতু ভরের সাথে নক্ষত্রের প্রত্যাশিত আয়ুষ্কাল হ্রাস পায়, তাই এটিকে বয়সের সাথে ঘূর্ণন বেগের হ্রাস হিসেবে ব্যাখ্যা করা যেতে পারে।"

গঠনের পরে

প্রধান ক্রমের নক্ষত্রগুলোর জন্য, ঘূর্ণনের হ্রাস একটি গাণিতিক সম্পর্ক দ্বারা অনুমান করা যেতে পারে:

Ωe∝t−12,

যেখানে Ωe হলো নিরক্ষরেখায় কৌণিক বেগ এবং t হলো নক্ষত্রের বয়স।[18] এই সম্পর্কটিকে স্কুমানিচের সূত্র (Skumanich's law) বলা হয়, অ্যান্ড্রু পি. স্কুমানিচের নামানুসারে, যিনি ১৯৭২ সালে এটি আবিষ্কার করেছিলেন।[19][20][21] জাইরোক্রোনোলজি (Gyrochronology) হলো ঘূর্ণন হারের উপর ভিত্তি করে নক্ষত্রের বয়স নির্ধারণ, যা সূর্য ব্যবহার করে ক্যালিব্রেট করা হয়।[22]

নক্ষত্রগুলো ফটোস্ফিয়ার থেকে নাক্ষত্রিক বায়ু নির্গমনের মাধ্যমে ধীরে ধীরে ভর হারায়। নক্ষত্রের চৌম্বক ক্ষেত্র নির্গত পদার্থের উপর একটি টর্ক প্রয়োগ করে, যার ফলে নক্ষত্র থেকে কৌণিক ভরবেগের একটি অবিচ্ছিন্ন স্থানান্তর ঘটে। ১৫ কিমি/সেকেন্ডের বেশি ঘূর্ণন হার সম্পন্ন নক্ষত্রগুলো আরও দ্রুত ভর হারায় এবং ফলস্বরূপ ঘূর্ণন ক্ষয়ের হারও দ্রুত হয়। সুতরাং, ব্রেকিংয়ের কারণে নক্ষত্রের ঘূর্ণন ধীর হয়ে গেলে, কৌণিক ভরবেগ হারানোর হার হ্রাস পায়। এই পরিস্থিতিতে, নক্ষত্রগুলো ধীরে ধীরে শূন্য ঘূর্ণনের অবস্থার দিকে এগিয়ে যায়, কিন্তু কখনোই পুরোপুরি সেখানে পৌঁছায় না।[23]

প্রধান ক্রমের শেষে

আল্ট্রা-কুল ডোয়ার্ফ (Ultra-cool dwarf) এবং বাদামী বামন (brown dwarf) নক্ষত্রগুলো বয়সের সাথে সাথে মহাকর্ষীয় সংকোচনের কারণে দ্রুত ঘূর্ণন অনুভব করে। এই বস্তুগুলোর শীতলতম নক্ষত্রগুলোর মতোই চৌম্বক ক্ষেত্র রয়েছে। তবে, দ্রুত ঘূর্ণনশীল বাদামী বামন যেমন টি৬ বাদামী বামন WISEPC J112254.73+255021.5-এর আবিষ্কার[24] তাত্ত্বিক মডেলগুলোকে সমর্থন করে যা দেখায় যে প্রধান ক্রমের শেষে নাক্ষত্রিক বায়ুর মাধ্যমে ঘূর্ণন ব্রেকিং ১০০০ গুণেরও বেশি কম কার্যকর।[25]

ঘনিষ্ঠ বাইনারি সিস্টেম

একটি ঘনিষ্ঠ বাইনারি নক্ষত্র সিস্টেম তখন ঘটে যখন দুটি নক্ষত্র তাদের ব্যাসের সমতুল্য গড় দূরত্বে একে অপরকে প্রদক্ষিণ করে। এই দূরত্বে, জোয়ারের প্রভাব, ভরের স্থানান্তর এবং এমনকি সংঘর্ষের মতো আরও জটিল মিথস্ক্রিয়া ঘটতে পারে। একটি ঘনিষ্ঠ বাইনারি সিস্টেমে জোয়ারের মিথস্ক্রিয়া কক্ষপথ এবং ঘূর্ণন প্যারামিটারগুলোর পরিবর্তনের কারণ হতে পারে। সিস্টেমের মোট কৌণিক ভরবেগ সংরক্ষিত থাকে, কিন্তু কৌণিক ভরবেগ কক্ষপথের সময়কাল এবং ঘূর্ণন হারের মধ্যে স্থানান্তরিত হতে পারে।[26]

ঘনিষ্ঠ বাইনারি সিস্টেমের প্রতিটি সদস্য মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়ার মাধ্যমে অন্যটির উপর জোয়ার সৃষ্টি করে। তবে স্ফীতিগুলো মহাকর্ষীয় আকর্ষণের দিকের সাথে সামান্য বিচ্যুত হতে পারে। সুতরাং মহাকর্ষ বল স্ফীতির উপর একটি টর্ক উপাদান তৈরি করে, যার ফলে কৌণিক ভরবেগ স্থানান্তরিত হয় (জোয়ারের ত্বরণ)। এটি সিস্টেমটিকে অবিচ্ছিন্নভাবে বিবর্তিত হতে বাধ্য করে, যদিও এটি একটি স্থিতিশীল ভারসাম্যের দিকে পৌঁছাতে পারে। ঘূর্ণনের অক্ষ কক্ষপথের সমতলের সাথে লম্ব না হলে প্রভাবটি আরও জটিল হতে পারে।[26]

যোগাযোগ বা আধা-বিচ্ছিন্ন বাইনারিগুলোর জন্য, একটি নক্ষত্র থেকে তার সঙ্গীর কাছে ভরের স্থানান্তর কৌণিক ভরবেগের একটি উল্লেখযোগ্য স্থানান্তরের কারণ হতে পারে। ক্রমবর্ধমান সঙ্গী নক্ষত্রটি এমন বিন্দু পর্যন্ত স্পিন আপ করতে পারে যেখানে এটি তার সংকট ঘূর্ণন (critical rotation) হারে পৌঁছায় এবং নিরক্ষরেখা বরাবর ভর হারাতে শুরু করে।[27]

অবক্ষয়িত নক্ষত্র

একটি নক্ষত্র তাপীয় নিউক্লীয় ফিউশনের মাধ্যমে শক্তি উৎপাদন শেষ করার পর, এটি আরও কমপ্যাক্ট, অবক্ষয়িত অবস্থায় বিবর্তিত হয়। এই প্রক্রিয়ার সময় নক্ষত্রের মাত্রা উল্লেখযোগ্যভাবে হ্রাস পায়, যা কৌণিক বেগের সংশ্লিষ্ট বৃদ্ধির কারণ হতে পারে।

শ্বেত বামন

মূল নিবন্ধ: White dwarf

একটি শ্বেত বামন হলো এমন একটি নক্ষত্র যা তার জীবনের আগের অংশে তাপীয় নিউক্লীয় ফিউশনের উপজাত উপাদান নিয়ে গঠিত, কিন্তু সেই ভারী উপাদানগুলো পোড়ানোর মতো ভর তার নেই। এটি একটি কমপ্যাক্ট বস্তু যা ইলেকট্রন অবক্ষয় চাপ (electron degeneracy pressure) নামক একটি কোয়ান্টাম যান্ত্রিক প্রভাব দ্বারা সমর্থিত, যা নক্ষত্রটিকে আর সংকুচিত হতে দেয় না। সাধারণত বেশিরভাগ শ্বেত বামনের ঘূর্ণন হার কম থাকে, যা সম্ভবত ঘূর্ণন ব্রেকিংয়ের ফলে বা প্রোজেনিটর নক্ষত্র তার বাইরের আবরণ হারানোর সময় কৌণিক ভরবেগ ঝরিয়ে ফেলার কারণে হয়।[28] (দেখুন প্ল্যানেটারি নেবুলা।)

একটি ধীর-ঘূর্ণনশীল শ্বেত বামন নক্ষত্র চন্দ্রশেখর সীমা ১.৪৪ সৌর ভর অতিক্রম করতে পারে না, অন্যথায় এটি একটি নিউট্রন নক্ষত্র গঠনের জন্য সংকুচিত হয় অথবা টাইপ ১এ সুপারনোভা হিসেবে বিস্ফোরিত হয়। একবার শ্বেত বামন এই ভরে পৌঁছালে, যেমন ভর আহরণ বা সংঘর্ষের মাধ্যমে, মহাকর্ষীয় বল ইলেকট্রন দ্বারা প্রযুক্ত চাপকে অতিক্রম করবে। তবে, যদি শ্বেত বামন দ্রুত আবর্তিত হয়, তবে নিরক্ষীয় অঞ্চলে কার্যকর মহাকর্ষ হ্রাস পায়, যা শ্বেত বামনকে চন্দ্রশেখর সীমা অতিক্রম করতে দেয়। এই ধরনের দ্রুত ঘূর্ণন ঘটতে পারে, উদাহরণস্বরূপ, ভর আহরণের ফলে যা কৌণিক ভরবেগের স্থানান্তরের কারণ হয়।[29]

নিউট্রন নক্ষত্র

মূল নিবন্ধ: Pulsar

নিউট্রন নক্ষত্র (কেন্দ্র) তার চৌম্বক মেরু থেকে বিকিরণের একটি রশ্মি নির্গত করে। রশ্মিগুলো ঘূর্ণন অক্ষের চারপাশে একটি কনিক পৃষ্ঠ বরাবর ঝাড়ু দেয়।

একটি নিউট্রন নক্ষত্র হলো একটি নক্ষত্রের অত্যন্ত ঘন অবশিষ্টাংশ যা মূলত নিউট্রন দ্বারা গঠিত—একটি কণা যা বেশিরভাগ পারমাণবিক নিউক্লিয়াসে পাওয়া যায় এবং যার কোনো নিট বৈদ্যুতিক চার্জ নেই। একটি নিউট্রন নক্ষত্রের ভর সূর্যের ভরের ১.২ থেকে ২.১ গুণ। পতনের ফলে, একটি নতুন গঠিত নিউট্রন নক্ষত্রের ঘূর্ণন হার খুব দ্রুত হতে পারে; প্রতি সেকেন্ডে শত শত ঘূর্ণন।

পালসার (Pulsar) হলো ঘূর্ণনশীল নিউট্রন নক্ষত্র যাদের চৌম্বক ক্ষেত্র রয়েছে। ঘূর্ণনশীল পালসারের মেরু থেকে তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণের একটি সরু রশ্মি নির্গত হয়। যদি রশ্মিটি সৌরজগতের দিক দিয়ে যায়, তবে পালসারটি একটি পর্যায়ক্রমিক পালস তৈরি করবে যা পৃথিবী থেকে শনাক্ত করা যায়। চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা বিকিরিত শক্তি ধীরে ধীরে ঘূর্ণন হার কমিয়ে দেয়, তাই পুরোনো পালসারগুলোর প্রতিটি পালসের মধ্যে কয়েক সেকেন্ড সময় লাগতে পারে।[30]

ব্ল্যাক হোল

মূল নিবন্ধ: Rotating black hole একটি ব্ল্যাক হোল হলো এমন একটি বস্তু যার মহাকর্ষীয় ক্ষেত্র যথেষ্ট শক্তিশালী যে এটি আলোকে পালাতে বাধা দিতে পারে। যখন তারা একটি ঘূর্ণনশীল ভরের পতনের ফলে গঠিত হয়, তখন তারা সেই সমস্ত কৌণিক ভরবেগ ধরে রাখে যা নির্গত গ্যাসের আকারে ঝরে পড়ে না। এই ঘূর্ণনটি এরগোস্ফিয়ার (ergosphere) নামক একটি চ্যাপ্টা গোলকাকার আয়তনের মধ্যে স্থানকে ব্ল্যাক হোলের সাথে টেনে নিয়ে যায়। এই আয়তনে পতিত ভর এই প্রক্রিয়ার মাধ্যমে শক্তি লাভ করে এবং ভরের কিছু অংশ তখন ব্ল্যাক হোলে না পড়ে নির্গত হতে পারে। যখন ভর নির্গত হয়, তখন ব্ল্যাক হোল কৌণিক ভরবেগ হারায় ("পেনরোজ প্রক্রিয়া")।[31]

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

  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.
  2. ↑ 2.0 2.1 Shajn, G.. (1929). "On the rotation of the stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 89 (3) 222–239. doi:10.1093/mnras/89.3.222.
  3. ↑ (2017). "Polarization due to rotational distortion in the bright star Regulus". Nature Astronomy. 1 (10) 690–696. doi:10.1038/s41550-017-0238-6.
  4. ↑ Gould, Andrew. (1997). "Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing". Astrophysical Journal. 483 (1) 98–102. doi:10.1086/304244.
  5. ↑ Soon, W.. (1999). "On the rotation of the stars". The Astrophysical Journal. 510 (2) L135–L138. doi:10.1086/311805.
  6. ↑ Collier Cameron, A.. (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. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x.
  7. ↑ 7.0 7.1 McAlister, H. A.. (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. doi:10.1086/430730.
  8. ↑ Hardorp, J.. (September 8–11, 1969). "Rotation and Evolution of be Stars". 48. Gordon and Breach Science Publishers.
  9. ↑ Kitchatinov, L. L.. (2004). "Anti-solar differential rotation". Astronomische Nachrichten. 325 (6) 496–500. doi:10.1002/asna.200410297.
  10. ↑ Ruediger, G.. (1998). "Differential Rotation and Meridional Flow for Fast-rotating Solar-Type Stars". Astrophysical Journal. 494 (2) 691–699. doi:10.1086/305216.
  11. ↑ Donati, J.-F.. (1997). "Differential rotation and magnetic polarity patterns on AB Doradus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 291 (1) 1–19. doi:10.1093/mnras/291.1.1.
  12. ↑ Korab, Holly. (June 25, 1997). NCSA Access: 3D Star Simulation. National Center for Supercomputing Applications.
  13. ↑ Küker, M.. (2005). "Differential rotation on the lower main sequence". Astronomische Nachrichten. 326 (3) 265–268. doi:10.1002/asna.200410387.
  14. ↑ Ferreira, J.. (2000). "Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 312 (2) 387–397. 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.
  16. ↑ McNally, D.. (1965). "The distribution of angular momentum among main sequence stars". The Observatory. 85 166–169.
  17. ↑ Peterson, Deane M.. (2004). "Resolving the effects of rotation in early type stars". 65. The International Society for Optical Engineering. doi:10.1117/12.552020.
  18. ↑ Tassoul, Jean-Louis. (2000). Stellar Rotation. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77218-1.
  19. ↑ Skumanich, Andrew P.. (1972). "Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion". The Astrophysical Journal. 171 565. doi:10.1086/151310.
  20. ↑ (1981). "Aspects of Long-Term Variability in Sun and Stars – In: Solar Phenomena In Stars and Stellar Systems". 349–398. D. Reidel.
  21. ↑ Skumanich, Andrew P.. (2023). My Rewarding Life in Science. Solar Physics. 298 (9). doi:10.1007/s11207-023-02199-2.
  22. ↑ Barnes, Sydney A.. (2007). "Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors". The Astrophysical Journal. 669 (2) 1167–1189. doi:10.1086/519295.
  23. ↑ Nariai, Kyoji. (1969). "Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation". Astrophysics and Space Science. 3 (1) 150–159. doi:10.1007/BF00649601.
  24. ↑ (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. doi:10.3847/2041-8205/821/2/L21.
  25. ↑ (10 July 2017). "Is WISEP J060738.65+242953.4 Really a Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?". The Astrophysical Journal. 843 (2) 115. doi:10.3847/1538-4357/aa78ab.
  26. ↑ 26.0 26.1 Hut, P.. (1999). "Tidal evolution in close binary systems". Astronomy and Astrophysics. 99 (1) 126–140.
  27. ↑ Weaver, D.. (December 4, 1997). One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo. NASA Hubble.
  28. ↑ Willson, L. A.. (1990). "Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars". 315–16. Springer. ISBN 978-0-7923-0881-2.
  29. ↑ Yoon, S.-C.. (2004). "Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation". Astronomy and Astrophysics. 419 (2) 623–644. doi:10.1051/0004-6361:20035822.
  30. ↑ Lorimer, D. R. (August 28, 1998). "Binary and Millisecond Pulsars". Living Reviews in Relativity. 1 (1). doi:10.12942/lrr-1998-10.
  31. ↑ Begelman, Mitchell C.. (2003). "Evidence for Black Holes". Science. 300 (5627) 1898–1903. doi:10.1126/science.1085334.

বহিঃসংযোগ

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Stellar rotation” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_rotation এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=নাক্ষত্রিক_ঘূর্ণন&oldid=8028"