L'observation des systèmes d'étoiles binaires fournit un outil puissant pour mesurer les masses stellaires. Voici comment cela fonctionne:
1. Observation des paramètres orbitaux:
* Période orbitale: Le temps nécessaire aux étoiles pour compléter une orbite les uns autour les uns des autres.
* Séparation orbitale: La distance moyenne entre les deux étoiles.
* Excentricité orbitale: La forme de l'orbite (circulaire ou elliptique).
* vitesse radiale: La vitesse à laquelle les étoiles se déplacent vers nous ou s'éloignent de nous, mesurées à l'aide de l'effet Doppler.
2. Appliquer les lois de Kepler:
* La troisième loi de Kepler: Relient la période orbitale (P) et la séparation moyenne (a) des étoiles à la masse combinée (M1 + M2) du système:
* P² =(4π² / g (m1 + m2)) * a³
* Où g est la constante gravitationnelle.
3. Résolution pour les masses individuelles:
* en utilisant des vitesses radiales: Nous pouvons mesurer les masses individuelles (M1 et M2) si nous pouvons déterminer les vitesses radiales individuelles de chaque étoile.
* Appliquer les lois de Newton: Nous pouvons utiliser les vitesses radiales observées et la période orbitale pour calculer les masses individuelles en utilisant la loi de gravitation de Newton.
4. Différents types de systèmes binaires:
* Binaires visuels: Nous pouvons observer directement les deux étoiles et mesurer leur séparation et leur période orbitale. Cela permet une détermination massive simple.
* Binaires spectroscopiques: Nous ne pouvons pas observer directement les deux étoiles, mais nous pouvons détecter leurs vitesses radiales individuelles en analysant leurs lignes spectrales. Cela permet une détermination massive par des déplacements Doppler.
* Binaires éclips: Les étoiles passent les unes des autres, provoquant des trempettes périodiques de luminosité. Ces informations peuvent être utilisées pour déterminer la période orbitale et les tailles relatives des étoiles, qui peuvent ensuite être utilisées pour estimer les masses.
en résumé:
En observant les caractéristiques orbitales des étoiles binaires, en particulier leur période et leur séparation, nous pouvons appliquer les lois de Kepler et Newton pour calculer leurs masses individuelles. Cette méthode fournit des informations cruciales sur les propriétés des étoiles et leur évolution.
