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Las estrellas binarias visuales

Selección

El efecto de selección en la observación de estas parejas es muy importante. Hay dos categorias de objetos que son particularmente difíciles de observar: las binarias de largo periodo por una parte, y por otra parte las estrellas que forman un sistema muy unido.
La separación característica de tales parejas varía de una fracción de unidad astronómica a unos cientos de unidades astronómicas, mientras que sus periodos van de unos cuantos años a más de un siglo. Los periodos más largos (algunos siglos) o las órbitas más grandes son muy dificiles de observar, esencialmente por razones de marcha atrás en el tiempo.

El movimiento de los dos cuerpos

Un factor de gran interés de la observación de estrellas binarias visuales es que la medida de los parámetros aparentes de la órbita permite calcular la masa de las dos componentes del sistema, gracias a la tercera ley de Kepler :
3 a--- -G--- 2 = 2 (M1 + M2) T 4p
La definición de baricentro del sistema conduce a:
M1 a1 = M2 a2 con a = a1 + a2
en donde a representa el semieje mayor de la órbita relativa del cuerpo de masa M1 con respecto al cuerpo de masa M2 y a1 y a2 son los semiejes mayores de las órbitas absolutas de cada uno de los cuerpos con respecto al baricentro G del sistema.
La medida de a , T y de la posición del baricentro del sistema (es decir de los semiejes mayores a1 y a2 ) permite de este modo determinar M 1 y M 2 .
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