L'osservazione dei sistemi a stelle binari fornisce un potente strumento per misurare masse stellari. Ecco come funziona:
1. Osservando i parametri orbitali:
* Periodo orbitale: Il tempo impiegato dalle stelle per completare un'orbita l'una intorno all'altra.
* Separazione orbitale: La distanza media tra le due stelle.
* Eccentricità orbitale: La forma dell'orbita (circolare o ellittica).
* Velocità radiale: La velocità con cui le stelle si muovono verso o lontano da noi, misurata usando l'effetto Doppler.
2. Applicazione delle leggi di Kepler:
* La terza legge di Kepler: Mette in relazione il periodo orbitale (P) e la separazione media (a) delle stelle con la massa combinata (M1+M2) del sistema:
* P² =(4π²/g (m1+m2)) * a³
* Dove G è la costante gravitazionale.
3. Risolvere per le singole masse:
* Utilizzo di velocità radiali: Possiamo misurare le singole masse (M1 e M2) se possiamo determinare le singole velocità radiali di ciascuna stella.
* Applicazione delle leggi di Newton: Possiamo usare le velocità radiali osservate e il periodo orbitale per calcolare le singole masse usando la legge di gravitazione di Newton.
4. Diversi tipi di sistemi binari:
* Binari visivi: Possiamo osservare direttamente entrambe le stelle e misurare la loro separazione e periodo orbitale. Ciò consente una semplice determinazione di massa.
* Binari spettroscopici: Non possiamo osservare direttamente entrambe le stelle, ma possiamo rilevare le loro velocità radiali individuali analizzando le loro linee spettrali. Ciò consente una determinazione di massa attraverso i turni Doppler.
* Binari eclissi: Le stelle passano davanti l'una all'altra, causando immersioni periodiche nella luminosità. Queste informazioni possono essere utilizzate per determinare il periodo orbitale e le dimensioni relative delle stelle, che possono quindi essere utilizzate per stimare le masse.
In sintesi:
Osservando le caratteristiche orbitali delle stelle binarie, in particolare il loro periodo e la separazione, possiamo applicare le leggi di Kepler e Newton per calcolare le loro masse individuali. Questo metodo fornisce informazioni cruciali sulle proprietà delle stelle e sulla loro evoluzione.
