Hvordan kan stjerneskemasser bestemmes ved at observere binære stjernesystemer?

Bestemmelse af stjerneskemasser i binære systemer:

Iagttagelse af binære stjernesystemer giver et kraftfuldt værktøj til måling af stjernernes masser. Sådan fungerer det:

1. Iagttagelse af orbitalparametre:

* orbital periode: Den tid det tager for stjernerne at gennemføre en bane omkring hinanden.

* orbital adskillelse: Den gennemsnitlige afstand mellem de to stjerner.

* orbital excentricitet: Formen på bane (cirkulær eller elliptisk).

* radial hastighed: Den hastighed, hvormed stjernerne bevæger sig mod eller væk fra os, målt ved hjælp af Doppler -effekten.

2. Anvendelse af Keplers love:

* Keplers tredje lov: Relaterer orbitalperioden (P) og den gennemsnitlige adskillelse (A) af stjernerne til den kombinerede masse (M1+M2) i systemet:

* P² =(4π²/g (m1+m2)) * a³

* Hvor g er gravitationskonstanten.

3. Løsning til individuelle masser:

* Brug af radiale hastigheder: Vi kan måle de individuelle masser (M1 og M2), hvis vi kan bestemme de individuelle radiale hastigheder for hver stjerne.

* Anvendelse af Newtons love: Vi kan bruge de observerede radiale hastigheder og orbitalperioden til at beregne de individuelle masser ved hjælp af Newtons gravitationslov.

4. Forskellige typer binære systemer:

* Visuelle binære filer: Vi kan direkte observere begge stjerner og måle deres adskillelse og orbitalperiode. Dette giver mulighed for ligetil massebestemmelse.

* spektroskopiske binære filer: Vi kan ikke direkte observere begge stjerner, men vi kan registrere deres individuelle radiale hastigheder ved at analysere deres spektrale linjer. Dette muliggør massebestemmelse gennem Doppler -skift.

* Eclipsing binære filer: Stjernerne passerer foran hinanden og forårsager periodiske dips i lysstyrke. Disse oplysninger kan bruges til at bestemme orbitalperioden og de relative størrelser på stjernerne, som derefter kan bruges til at estimere masserne.

Kortfattet:

Ved at observere de orbitalkarakteristika for binære stjerner, især deres periode og adskillelse, kan vi anvende Keplers og Newtons love for at beregne deres individuelle masser. Denne metode giver afgørende oplysninger om stjernernes egenskaber og deres udvikling.