1. La tercera ley del movimiento planetario de Kepler:
* El principio: La tercera ley de Kepler establece que el cuadrado del período orbital de un planeta es proporcional al cubo de su distancia promedio desde el Sol.
* La aplicación: Al observar el período orbital y la distancia de un planeta que orbita el sol (como la Tierra), podemos calcular la masa del sol.
* Ejemplo: Sabemos que la Tierra tarda aproximadamente 365 días en orbitar el sol a una distancia promedio de 149.6 millones de kilómetros. Conectar estos valores a la tercera ley de Kepler nos permite calcular la masa del sol.
2. Medición de propiedades estelares:
* El principio: Las estrellas emiten luz y tienen un espectro específico de colores. Esta información puede revelar detalles sobre su temperatura, luminosidad y radio.
* La aplicación: Al analizar el espectro y la luminosidad de una estrella, podemos estimar su gravedad superficial. La gravedad de la superficie está directamente relacionada con la masa y el radio de una estrella.
* Ejemplo: Si conocemos la luminosidad y la temperatura de una estrella, podemos usar un modelo estelar para estimar su radio. Conociendo su radio y gravedad superficial, podemos calcular su masa.
3. Sistemas de estrellas binarias:
* El principio: Existen muchas estrellas en sistemas binarios, donde dos estrellas orbitan alrededor de un centro común de masa. Al observar su movimiento orbital, podemos calcular la masa de cada estrella.
* La aplicación: Usando las leyes y observaciones de Kepler del período orbital y la separación de las estrellas, podemos calcular la masa combinada del sistema.
* Ejemplo: Al estudiar el movimiento orbital de dos estrellas en un sistema binario, podemos determinar la masa combinada del sistema, y luego analizando las estrellas individuales, podemos estimar la masa de cada estrella.
4. Medición de la lente gravitacional:
* El principio: Los objetos masivos, como las estrellas, doblan el camino de la luz debido a su tirón gravitacional, un fenómeno llamado lente gravitacional.
* La aplicación: Observar la distorsión de la luz de una estrella lejana a medida que pasa detrás de una estrella en primer plano nos permite calcular la masa de la estrella de primer plano.
Nota importante: Estos métodos proporcionan estimaciones de la masa de una estrella, y su precisión puede variar según los datos disponibles y la complejidad de los cálculos.
