Fund Atronomia IV Parte - Kumbaya.name

El movimiento de los componentes de las estrellas binarias transcurre de acuerdo con
las leyes de Kepler: ambas componentes describen en el espacio órbitas elípticas
semejantes ( es decir, de igual excentricidad) alrededor del centro común de masas.
Esta misma excentricidad posee la órbita de la estrella-satélite respecto a la estrella
principal, si se considera que esta última es inmóvil.
El semieje mayor de la órbita del movimiento relativo del satélite alrededor de la
estrella principal es igual a la suma de los semiejes mayores de las órbitas de los
movimientos de ambas estrellas respecto al centro de masas. Por otro lado, las
magnitudes de los semiejes mayores de estas dos elipses son inversamente
proporcionales a las de las estrellas.
Así pues, si de las observaciones se conoce la órbita del movimiento relativo entonces,
basándose en la fórmula = const , se puede determinar la suma
de las masas de las componentes de las estrellas binaria.
Si por el contrario, se conocen las relaciones de los semiejes de las órbitas del
movimiento de las estrellas respecto respecto al centro de masas, entonces se puede
hallar también la relación entre las masas y, por consiguiente, la masa de cada estrella
por separado.
En esto reside también el importantísimo papel del estudio de las estrellas binarias en la
astronomía: éste permite determinar una importante característica de la estrella, la
masa, cuyo conocimiento es imprescindible, como vimos, para la investigación de la
estructura interna de la estructura y de su atmósfera.
El movimiento de satélite respecto a la estrella principal se caracteriza por los elementos
de la órbita:
a-semieje mayor de la órbita, e-exentricidad de la órbita, i-inclinación del planode la órbita, P-período
de traslación del satélite, T-el momento de paso del satélite por el periastro, p-el ángulo de posición del
nodo (se denominan nodos a los puntos de intersección de la órbita con el plano de la imagen) de la
órbita y w-la longitud del periastro.