Con
el fin de que el problema sea relativamente sencillo, nos refereremos
únicamente al caso en que las dos estrellas siguen órbitas circulares y
su centro de masas posee una velocidad despreciable respecto a nosotros.
El problema, a partir de los datos observables de desplazamiento de una línea espectral y el periodo de esta variación, se resolverá con la ayuda de dos leyes bienconocidas:
El efecto Doppler que nos relaciona el desplazamiento de la línea espectral en función de su longitud de onda y la velocidad del astro respecto a nosotros. Recordemos que la velocidad de la luza c=300.000 km/s.
La ley de Kepler que relaciona la distancia entre las estrellas a (constante si ambas órbitas son circulares), el periodo p del recorrido orbital y la masa reducida del sistema m.
Donde M1 y M2 son las masas de cada estrella del par. También utilizaremos el hecho de que M1·R1=M2·R2 donde R1 y R2 son las distancias de cada estrella al centro de masas común.
El problema, a partir de los datos observables de desplazamiento de una línea espectral y el periodo de esta variación, se resolverá con la ayuda de dos leyes bienconocidas:
El efecto Doppler que nos relaciona el desplazamiento de la línea espectral en función de su longitud de onda y la velocidad del astro respecto a nosotros. Recordemos que la velocidad de la luza c=300.000 km/s.
La ley de Kepler que relaciona la distancia entre las estrellas a (constante si ambas órbitas son circulares), el periodo p del recorrido orbital y la masa reducida del sistema m.
Donde M1 y M2 son las masas de cada estrella del par. También utilizaremos el hecho de que M1·R1=M2·R2 donde R1 y R2 son las distancias de cada estrella al centro de masas común.