Come si determina la massa di una stella

La massa di una stella è qualcosa di molto difficile da calcolare. Quasi sempre non si conosce né la dimensione né la densità della stella, quindi bisogna ricavarne la massa con metodi indiretti.
Gli astronomi possono calcolare la massa di una stella soltanto in alcuni casi particolari, piuttosto rari, cioè quando essa fa parte di un sistema di stelle doppie abbastanza vicino.
Le stelle doppie sono coppie di stelle che orbitano entrambe intorno ad un punto comune, detto baricentro. Se si riescono a determinare i cosiddetti "parametri" dell'orbita, cioè la sua forma e le sue dimensioni, in certi casi si può risalire alla massa delle stelle che compongono il sistema.

Questo si può fare grazie alla terza legge di Keplero. Essa vale per un corpo celeste che orbita intorno ad un altro e stabilisce una relazione tra il semiasse maggiore dell'orbita e il periodo di rivoluzione:

P2 = k × a 3

dove P è il periodo di rivoluzione attorno al baricentro, a il semiasse maggiore dell'orbita e K una costante che dipende dalle masse delle due stelle.

Un altro metodo attraverso il quale gli astronomi stimano la massa di una stella è la relazione massa-luminosità: infatti le stelle "normali" sono tanto più luminose quanto più sono massicce. In realtà, la luminosità aumenta in proporzione più della massa; la relazione tra le due è

L = M x

dove L è la luminosità della stella, M la sua massa e x è un coefficiente compreso fra 3 e 4. Misurando la luminosità della stella, è possibile risalire anche alla sua massa. Questo metodo, tuttavia, è piuttosto impreciso perché la relazione massa-luminosità è empirica, cioè ricavata dalle osservazioni.

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Last modified: Dec 4, 1997