Observar los sistemas de estrellas binarias proporciona una herramienta poderosa para medir las masas estelares. Así es como funciona:
1. Observar los parámetros orbitales:
* Período orbital: El tiempo que tarda las estrellas en completar una órbita entre sí.
* Separación orbital: La distancia promedio entre las dos estrellas.
* Excentricidad orbital: La forma de la órbita (circular o elíptica).
* Velocidad radial: La velocidad a la que las estrellas se mueven hacia nosotros o lejos de nosotros, medidas usando el efecto Doppler.
2. Aplicando las leyes de Kepler:
* La tercera ley de Kepler: Relata el período orbital (P) y la separación promedio (a) de las estrellas con la masa combinada (M1+M2) del sistema:
* P² =(4π²/g (m1+m2)) * a³
* Donde G es la constante gravitacional.
3. Resolviendo masas individuales:
* Usando velocidades radiales: Podemos medir las masas individuales (M1 y M2) si podemos determinar las velocidades radiales individuales de cada estrella.
* Aplicando las leyes de Newton: Podemos usar las velocidades radiales observadas y el período orbital para calcular las masas individuales utilizando la ley de gravitación de Newton.
4. Diferentes tipos de sistemas binarios:
* binarios visuales: Podemos observar directamente las estrellas y medir su separación y su período orbital. Esto permite una determinación de masa directa.
* Binarios espectroscópicos: No podemos observar directamente ambas estrellas, pero podemos detectar sus velocidades radiales individuales analizando sus líneas espectrales. Esto permite la determinación de masa a través de cambios Doppler.
* binarios eclipsing: Las estrellas pasan frente a la otra, causando inmersiones periódicas en el brillo. Esta información se puede utilizar para determinar el período orbital y los tamaños relativos de las estrellas, que luego pueden usarse para estimar las masas.
En resumen:
Al observar las características orbitales de las estrellas binarias, particularmente su período y separación, podemos aplicar las leyes de Kepler y Newton para calcular sus masas individuales. Este método proporciona información crucial sobre las propiedades de las estrellas y su evolución.
