En astronomía , la masa mínima es la masa calculada del límite inferior de objetos observados como planetas , estrellas y sistemas binarios , [1] nebulosas , [2] y agujeros negros .
La masa mínima es una estadística ampliamente citada para los planetas extrasolares detectados mediante el método de velocidad radial o espectroscopia Doppler, y se determina mediante la función de masa binaria . Este método revela planetas midiendo los cambios en el movimiento de las estrellas en la línea de visión , por lo que las inclinaciones orbitales reales y las masas verdaderas de los planetas generalmente se desconocen. [3] Esto es el resultado del pecado y la degeneración .
Si se puede determinar la inclinación i , la masa real se puede obtener a partir de la masa mínima calculada utilizando la siguiente relación:
La mayoría de las estrellas no tendrán sus planetas alineados y orientados de manera que eclipsen el centro de la estrella y le den al observador en la Tierra un tránsito perfecto. Es por esta razón que cuando vemos el bamboleo de una estrella muchas veces sólo podemos extrapolar una masa mínima porque no conocemos la inclinación y por lo tanto sólo podemos calcular la parte que tira de la estrella en el plano de la esfera celeste.
Para los cuerpos en órbita en sistemas planetarios extrasolares, una inclinación de 0° o 180° corresponde a una órbita de frente (que no puede ser observada por la velocidad radial), mientras que una inclinación de 90° corresponde a una órbita de canto (para la cual el la masa verdadera es igual a la masa mínima). [4]
Los planetas con órbitas muy inclinadas con respecto a la línea de visión desde la Tierra producen oscilaciones visibles más pequeñas y, por tanto, son más difíciles de detectar. Una de las ventajas del método de la velocidad radial es que la excentricidad de la órbita del planeta se puede medir directamente. Una de las principales desventajas del método de la velocidad radial es que sólo puede estimar la masa mínima de un planeta ( ). Esto se llama pecado y degeneración . La distribución posterior del ángulo de inclinación i depende de la verdadera distribución de masa de los planetas. [5]
Sin embargo, cuando hay varios planetas en el sistema que orbitan relativamente cerca entre sí y tienen suficiente masa, el análisis de estabilidad orbital permite limitar la masa máxima de estos planetas. El método de la velocidad radial se puede utilizar para confirmar los hallazgos obtenidos mediante el método del tránsito . Cuando ambos métodos se utilizan en combinación, se puede estimar la verdadera masa del planeta.
Aunque la velocidad radial de la estrella sólo da la masa mínima de un planeta, si las líneas espectrales del planeta se pueden distinguir de las líneas espectrales de la estrella, entonces se puede encontrar la velocidad radial del planeta mismo, y esto da la inclinación de la órbita del planeta. Esto permite medir la masa real del planeta. Esto también descarta falsos positivos, y además proporciona datos sobre la composición del planeta. La cuestión principal es que dicha detección sólo es posible si el planeta orbita alrededor de una estrella relativamente brillante y si el planeta refleja o emite mucha luz. [6]
El término masa verdadera es sinónimo del término masa , pero se utiliza en astronomía para diferenciar la masa medida de un planeta de la masa mínima obtenida habitualmente a partir de técnicas de velocidad radial. [7] Los métodos utilizados para determinar la verdadera masa de un planeta incluyen medir la distancia y el período de uno de sus satélites , [8] técnicas avanzadas de astrometría que utilizan los movimientos de otros planetas en el mismo sistema estelar , [7] combinando velocidad radial técnicas con observaciones de tránsito (que indican inclinaciones orbitales muy bajas), [9] y combinando técnicas de velocidad radial con mediciones de paralaje estelar (que también determinan inclinaciones orbitales). [10]
En trigonometría , un círculo unitario es el círculo de radio uno centrado en el origen (0, 0) en el sistema de coordenadas cartesiano .
Deje que una línea que pasa por el origen, formando un ángulo de θ con la mitad positiva del eje x , interseque el círculo unitario. Las coordenadas x e y de este punto de intersección son iguales a cos( θ ) y sin( θ ) , respectivamente. La distancia del punto al origen es siempre 1.
Con una masa de sólo 93 veces la de Júpiter ( M J ), o 0,09 M ☉ , AB Doradus C , compañera de AB Doradus A, es la estrella más pequeña conocida que sufre fusión nuclear en su núcleo. [11] Para estrellas con metalicidad similar a la del Sol, se estima que la masa mínima teórica que la estrella puede tener, y aún experimentar fusión en el núcleo, es de aproximadamente 75 MJ . [12] [13] Sin embargo, cuando la metalicidad es muy baja, un estudio reciente de las estrellas más débiles encontró que el tamaño mínimo de la estrella parece ser aproximadamente el 8,3% de la masa solar, o aproximadamente 87 MJ . [13] [14] Los cuerpos más pequeños se denominan enanas marrones , y ocupan un área gris poco definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos .
