Re: gabriel estara dando saltos de alegria porque ya viene la nave espacial que esper
¿Cómo puedes notar la masa?
Para calcular su masa los astrónomos se valen principalmente de las binarias eclipsantes o de las binarias en general, dado que son su fuente principal de información o de datos. De ellas, es posible calcular el “peso” de las estrellas y hallar su masa. Como en los sistemas binarios las estrellas están ligadas gravitatoriamente, la fuerza de atracción entre ambos componentes dependerá sólo de de distancia que separe las estrellas y de sus masas.
Para calcular la distancia entre los pares de la binaria, se puede proceder obteniendo su espectro y midiendo la velocidad con que se mueven cada una de las estrellas en su órbita. Luego, obteniendo el período, se calcula finalmente la distancia. Como se vio en el artículo anteriormente citado, el conjunto de las dos medidas de la velocidad orbital y el período permiten hallar el tamaño de la órbita. El principal contratiempo de usar este método es que la mayoría de las binarias eclipsantes están muy cerca la una de la otra. De modo que su interacción gravitatoria es muy intensa llegando al punto de que una de las componentes puede arrancar material de la superficie de la otra. Esto hace que las mediciones tengan un error enorme llegando a hacerlas inviables.
Pero hay otros sistemas de estrellas dobles que son factibles de usar para calcular la masa de sus componentes. Son aquellas cuyos miembros están tan alejados entre sí que pueden ser distinguidos como puntos independientes (porque las binarias citadas anteriormente se ven como un solo punto de luz, incluso para los telescopios más poderosos). Este tipo de sistema de dos estrellas, donde sus miembros se distinguen por separados con los telescopios, se los denomina binarias visuales.
Nuevamente aquí se puede calcular la masa de las componentes sabiendo la velocidad orbital y el período. Lamentablemente este sistema de medición de la masa no es infalible, pues las binarias visuales pueden estar orientadas de cualquier manera con respecto a la Tierra
Pues como las estrellas están tan lejos, lo que se usan son las matemáticas para aproximar su tamaño.
Se usan telescopios electromagnéticos que determinan la distancia a la que se encuentran, y con eso matemáticamente pueden determinar su tamaño, si conocen sus propiedades de la estrella pueden sacar su densidad
Por lo general , lo que se usaba son las ecuaciones de kepler, para estrellas dobles
"Pero, como es natural, salta la pregunta: ¿cómo los científicos pueden calcular la masa que tiene una estrella?
Hasta hace muy poco tiempo, salvo el Sol, la masa conocida o estimada era sólo la de estrellas dobles, esto es dos estrellas que giran en torno a su centro de masas y que, a su vez, son bastante numerosas en el universo.
Estudiando las órbitas de las estrellas binarias o dobles se puede calcular la masa total del sistema y la masa de cada componente individual, Siguiendo las leyes de kepler, concretamente la Segunda Ley (1609): El radio vector que une el planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales. L=mr•v
Conocida la velocidad, el radio de la órbita y el momento angular se despeja la masa de la estrella principal del sistema
Segunda ley (1609): el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
. Utilizando la tercera ley de Kepler.
• Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.
Donde, T es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), L la distancia media del planeta con el Sol y K la constante de proporcionalidad.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.
Ahora, si se trata de binarias espectroscópicas de doble espectro, que son a la vez binarias a eclipse, la estimación sobre su masa se obtiene por el análisis combinado de las curvas de velocidad radial y la luz."
http://www.astrocosmo.cl/b_p-tiempo/b_p-...
últimamente se usa el lente gravitacional
http://axxon.com.ar/not/140/c-1400102.ht...
Si se conoce la distancia y el brillo de la estrella, se puede saber la potencia de emisión de la misma, esto es la energía electromagnética que emite por segundo.
Para estrellas en la secuencia principal se cumple una relación entre la potencia de emisión de la estrella con respecto al sol, y la masa de la estrella en la forma.
P =.(M/Msol)³.ln(M/Msol).Psol
La potencia de emisión es proporcional al cubo de la masa de la estrella, por el logaritmo de la masa de la estrella sobre la masa del sol, esta relación es aproximada, para hallar la masa debe despejarse M en la ecuación ,por ejemplo:
Una estrella de 10 masas solares tiene una potencia de emision, comparada con el sol
P = 10³.ln10 .Psol
= 2500 Psol
una potencia de unas 2500 veces la del sol
PD La formula de arriba es válida para estrellas de masa 10 veces la del sol para arriba, para masas no muy grandes usar
P = (M / Msol)³ .Psol
• El diámetro del Sol es de aproximadamente 1 392 000 km (1,392 × 109 m).
Hay que tener en cuenta que no siempre las estrellas más grandes son muy masivas, ni viceversa. R136a1 es un ejemplo, dado que es la estrella más masiva (es una hipergigante), pero su radio es de 36,4 radios solares.
El radio de la estrella Arturo, obtenido a partir de la medida de su diámetro angular(0,0210 segundos de arco), es 25,7 veces más grande que el radio solar. Su masa es aproximadamente un 50% mayor que la del Sol y se piensa que en su núcleo interno ya ha comenzado la fusión nuclear de helio en carbono.
Masa solar 1 – 1,5 M☉
Radio (25,7 ± 0,31 R☉)
(Datos obtenidos de Internet)
