Como as massas estelares podem ser determinadas pela observação de sistemas estelares binários?
Determinando massas estelares em sistemas binários:
A observação de sistemas binários de estrelas fornece uma ferramenta poderosa para medir massas estelares. Aqui está como funciona:
1. Observando parâmetros orbitais: * PERÍODO ORBITAL: O tempo que leva para as estrelas completarem uma órbita uma na outra.
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Separação orbital: A distância média entre as duas estrelas.
* Excentricidade orbital: A forma da órbita (circular ou elíptica).
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Velocidade radial: A velocidade com que as estrelas se movem em direção ou para longe de nós, medidas usando o efeito Doppler.
2. Aplicando as leis de Kepler: *
Terceira lei de Kepler: Relaciona o período orbital (p) e a separação média (a) das estrelas à massa combinada (m1+m2) do sistema:
* P² =(4π²/g (m1+m2)) * a³
* Onde G é a constante gravitacional.
3. Resolvendo para massas individuais: *
Usando velocidades radiais: Podemos medir as massas individuais (M1 e M2) se pudermos determinar as velocidades radiais individuais de cada estrela.
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Aplicando as leis de Newton: Podemos usar as velocidades radiais observadas e o período orbital para calcular as massas individuais usando a lei de gravitação de Newton.
4. Diferentes tipos de sistemas binários: *
Binários visuais: Podemos observar diretamente as estrelas e medir sua separação e período orbital. Isso permite determinação direta em massa.
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binários espectroscópicos: Não podemos observar diretamente as duas estrelas, mas podemos detectar suas velocidades radiais individuais analisando suas linhas espectrais. Isso permite a determinação em massa através de mudanças de doppler.
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binários eclipsando: As estrelas passam na frente uma da outra, causando quedas periódicas em brilho. Essas informações podem ser usadas para determinar o período orbital e os tamanhos relativos das estrelas, que podem ser usados para estimar as massas.
em resumo: Ao observar as características orbitais das estrelas binárias, particularmente seu período e separação, podemos aplicar as leis de Kepler e Newton para calcular suas massas individuais. Este método fornece informações cruciais sobre as propriedades das estrelas e sua evolução.