Observera binära stjärnsystem ger ett kraftfullt verktyg för att mäta stjärnmassor. Så här fungerar det:
1. Observera omloppsparametrar:
* orbitalperiod: Den tid det tar för stjärnorna att slutföra en bana runt varandra.
* orbital separation: Det genomsnittliga avståndet mellan de två stjärnorna.
* orbital excentricitet: Formen på bana (cirkulär eller elliptisk).
* radiell hastighet: Hastigheten med vilken stjärnorna rör sig mot eller bort från oss, mätt med Doppler -effekten.
2. Tillämpa Keplers lagar:
* Keplers tredje lag: Relaterar orbitalperioden (P) och den genomsnittliga separationen (a) av stjärnorna till systemets kombinerade massa (m1+m2):
* P² =(4π²/g (m1+m2)) * a³
* Där g är gravitationskonstanten.
3. Lösning för enskilda massor:
* med radiella hastigheter: Vi kan mäta de enskilda massorna (M1 och M2) om vi kan bestämma de enskilda radiella hastigheterna för varje stjärna.
* Tillämpa Newtons lagar: Vi kan använda de observerade radiella hastigheterna och omloppsperioden för att beräkna de enskilda massorna med Newtons gravitationslag.
4. Olika typer av binära system:
* Visuella binärer: Vi kan direkt observera både stjärnor och mäta deras separation och omloppsperiod. Detta möjliggör en enkel massbestämning.
* spektroskopiska binärer: Vi kan inte direkt observera båda stjärnorna, men vi kan upptäcka deras individuella radiella hastigheter genom att analysera deras spektrala linjer. Detta möjliggör massbestämning genom Doppler -skift.
* förmörkande binärer: Stjärnorna passerar framför varandra och orsakar periodiska dopp i ljusstyrka. Denna information kan användas för att bestämma omloppsperioden och de relativa storlekarna på stjärnorna, som sedan kan användas för att uppskatta massorna.
Sammanfattningsvis:
Genom att observera de binära stjärnornas omloppsegenskaper, särskilt deras period och separation, kan vi tillämpa Keplers och Newtons lagar för att beräkna deras individuella massor. Denna metod ger avgörande information om stjärnornas egenskaper och deras utveckling.
