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Las masas de las dos componentes

Caso circular

La situación más simple es aquélla en la que la órbita es circular y vista de lado, es decir con una inclinación de o i=90 (el plano de la órbita contiene la línea de mira). En ese caso las dos curvas de velocidad radial son sinusoides que oscilan en fase, alrededor de la velocidad VG de su baricentro, con el mismo periodo T .
Como cada una de las estrellas A y B están dotadas de un movimiento circular y uniforme de periodo T alrededor de G, las velocidades VA y VB están ligadas a las distancias rA y rB según las relaciones:
2pr 2pr V = -----A- y V = -----B- A T B T

Masas

Por definición del centro de masas : MArA= MBrB . A partir de ello hallamos la razón entre las masas
MA VB ------= ---- MB VA
que viene dada en función de la razón de las amplitudes de las dos curvas. Por otro lado, según la tercera ley de Kepler, tenemos que
(r + r )3 4p2 MA + MB = ---A------B--- ----- T 2 G
Obtenemos:
2 -T---- 2 --T--- MA= VB (VA + VB ) et MB = VA(VA + VB ) 2pG 2pG
Si la inclinación i es diferente de o 90 , la amplitud de la curva de velocidad radial disminuye en un factor sini (Vobs= V sin i) .
En ese caso en las ecuaciones precedentes, MA es remplazado por MAsin3 i (respectivamente Msin3 i B ).

Órbita elíptica

Si la órbita no es circular sino elíptica con una excentricidad e no nula, las curvas de velocidad radial ya no son sinusoidales, aunque sigan en oposición de fase y con una razón de amplitudes igual a la razón de masas.
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