1. 궤도 운동 : 우리는 일반적인 질량 중심 주위에 공전하는 두 별을 관찰합니다. 궤도주기와 별 사이의 거리 (시차 및 각도 분리 사용)를 측정함으로써 궤도 속도 를 계산할 수 있습니다. 시리우스 B.
2. 케플러의 법칙 : 궤도 기간을 궤도 반경의 큐브에 제곱하는 Kepler의 세 번째 법칙을 적용하면 총 질량 를 결정할 수 있습니다. 시스템 (Sirius A + Sirius B).
3. 시리우스 A의 질량 : 우리는 이미 시리우스의 질량이 광도와 스펙트럼 유형에서 상당히 정확하게 알고 있습니다.
4. 시리우스 B :를 찾기 위해 빼기 전체 시스템 질량에서 시리우스 A의 알려진 질량을 빼면 시리우스 B의 질량을 찾을 수 있습니다.
핵심 사항 :
* 시리우스 B의 작은 크기와 고밀도 : 하얀 난쟁이는 엄청나게 조밀하며, 태양처럼 별의 질량을 지구 크기에 대한 볼륨으로 포장합니다. 이 극도의 밀도는 강한 중력 당김에 기여합니다.
* 궤도 매개 변수의 신중한 측정 : 궤도 기간과 분리의 정확한 관찰은 정확한 질량 결정에 중요합니다.
따라서 시리우스 B의 질량은 직접 측정되지 않지만 시리우스 A에 대한 중력 영향과 시스템의 궤도 매개 변수로부터 간접적으로 파생됩니다.
