Parallasse dinamica: differenze tra le versioni
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Inizialmente la [[massa (fisica)|massa]] delle componenti del sistema viene settata su un valore arbitrario, solitamente quello della [[massa solare]]. A questo punto, il semiasse maggiore dell'orbita può essere ricavato sfruttando la [[Leggi di Keplero|terza legge di Keplero]] che mette in relazione la massa, il periodo orbitale e il semiasse maggiore, secondo la formula seguente:
: <math> ( M_1
ove ''M''<sub>1</sub> e ''M''<sub>2</sub> sono le masse delle due componenti, ''P'' è il periodo orbitale e ''A'' è il semiasse maggiore dell'orbita in [[unità astronomica|unità astronomiche]]. Osservando la coppia di stelle si può misurare il semiasse maggiore ''a'' dell'orbita in arcosecondi. Conoscendo il valore del semiasse maggiore sia in arcosecondi che in unità astronomiche è possibile ricavare la parallasse (e quindi la distanza) del sistema in quanto le tre grandezze sono legate dalla seguente relazione matematica:
:<math> p = \frac{a
ove ''p'' è la parallasse in arcosecondi. Si può quindi sfruttare la relazione fra magnitudine apparente, parallasse e [[magnitudine assoluta]] di una stella per ricavare quest'ultima. Le tre grandezze sono legate dalla seguente relazione:
:<math> M_{v}
ove ''M''<sub>v</sub> è la magnitudine assoluta, ''m<sub>v</sub>'' quella apparente e ''p'' la parallasse. A questo punto, data la magnitudine assoluta, è possibile calcolare la massa delle due componenti mediante la relazione massa-luminosità<ref>{{cita web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/masslum.html|titolo=The Mass-Luminosity-Relation|editore=University of Tennessee|sito=Astronomy 162 Stars, Galaxies, and Cosmology |accesso=9 dicembre 2011}}</ref>. Si può quindi procedere iterativamente: dalla massa così ottenuta e dal periodo orbitale può essere ricalcolata la distanza in unità astronomiche, in modo da ottenere una nuova parallasse e, di conseguenza, un nuovo valore della luminosità assoluta, che porta a un nuovo calcolo delle masse. Il processo può essere iterato molte volte finché non si raggiunge un'accuratezza entro il 5%<ref>{{cita libro|cognome=Mullaney|nome=James|titolo=Double and multiple stars and how to observe them|editore=Springer|data=2005|ISBN=1-85233-751-6|url=http://books.google.com/books?id=OM3hozlKt9AC&lpg=PA27&ots=da06NVpIY_&dq=Mass-Luminosity%20relation%20distance%20binary&pg=PA27#v=onepage&q=&f=false|accesso=9 dicembre 2011}}</ref>.
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