1. 별의 질량 :
* 케플러의 세 번째 법칙 : 이 법은 궤도 기간의 제곱이 궤도의 반대 축의 큐브에 비례한다고 말합니다. 궤도 기간과 반대축 (별 사이의 평균 거리)을 알고 있다면 이진 시스템의 총 질량을 계산할 수 있습니다.
* 질량 비율 : 동반자의 중력 영향으로 인해 1 차 별의 흔들림을 관찰함으로써, 우리는 두 별의 질량 비율을 결정할 수 있습니다. 이것은 총 질량과 결합하여 개별 질량을 제공합니다.
2. 시스템까지의 거리 :
* 시차 : 궤도 기간으로부터 직접 보이지 않지만 궤도 기간을 알고 궤도의 각도 크기를 측정 할 수 있다면 시스템까지의 거리를 계산할 수 있습니다. 각도 크기는 궤도의 실제 크기와 시스템까지의 거리에 의존하기 때문입니다.
3. 진화 상태와 나이 :
* 스타 유형 : 별의 질량을 알면 스펙트럼 유형과 광도 클래스를 추정 할 수 있습니다. 이 속성은 별의 진화 단계를 이해하는 데 도움이됩니다.
* 나이 : 덜 정확하지만 궤도 기간은 시스템 시대에 제약을 제공 할 수 있습니다. 별 사이의 중력 상호 작용은 시간이 지남에 따라 궤도 붕괴를 유발할 수 있기 때문에 기간이 짧은 시스템은 더 젊을 가능성이 더 큽니다.
4. 행성의 존재 :
* 교란 : 이진 시스템 내에 행성이 존재하는 경우 궤도 기간 및 기타 궤도 매개 변수에 약간의 변화가 발생할 수 있습니다. 이러한 변화는 민감한 관찰로 감지 될 수 있으며 행성의 존재에 대한 증거를 제공 할 수 있습니다.
한계 :
이러한 추론은 가정과 모델을 기반으로한다는 점에 유의해야합니다. 궤도 성향 (궤도를 관찰하는 각도)과 다른 별이나 행성의 존재와 같은 요인은 계산의 정확도에 영향을 줄 수 있습니다.
예 :
우리가 10 년의 궤도 기간과 5 개의 천문학 단위 (AU)의 반대축 축을 관찰하는 이진 별 시스템을 고려하십시오. Kepler의 세 번째 법칙을 사용하여 시스템의 총 질량을 계산할 수 있습니다. 이 정보는 별의 흔들림의 관찰과 결합하여 우리에게 개별 대중을 줄 수 있습니다.
결론적으로, 별의 궤도 기간은 그 속성과 시스템의 역학을 이해하기위한 강력한 도구를 제공합니다.
