| Property |
Value |
| dbo:abstract
|
- En astronomie, la fonction de masse est une quantité déduite des observations qui permet de mettre des contraintes sur la masse d'une des composantes d'un système binaire quand on peut mesurer le mouvement de l'autre composante. Plus précisément, elle permet de mettre une limite inférieure à la masse d'une des deux composantes. Cette quantité est particulièrement importante pour la détermination de la nature exacte d'une des composantes d'un tel système binaire dans le cas où celle-ci est un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir), car elle peut permettre une détection a priori sans ambiguïté d'un trou noir : il existe en effet une limite supérieure à la masse d'une étoile à neutrons, et la fonction de masse permettant de mettre une limite inférieure à la masse d'un objet, si elle se trouve supérieure à la limite supérieure de masse de étoiles à neutrons (située entre 2 et 3 masses solaires suivant les différents modèles décrivant l'équation d'état qui règne au centre de tels astres), alors on a une preuve relativement directe de l'existence d'un trou noir. Le premier candidat trou noir avoir ainsi été détecté est Cygnus X-1 dans le courant des années 1970. (fr)
- En astronomie, la fonction de masse est une quantité déduite des observations qui permet de mettre des contraintes sur la masse d'une des composantes d'un système binaire quand on peut mesurer le mouvement de l'autre composante. Plus précisément, elle permet de mettre une limite inférieure à la masse d'une des deux composantes. Cette quantité est particulièrement importante pour la détermination de la nature exacte d'une des composantes d'un tel système binaire dans le cas où celle-ci est un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir), car elle peut permettre une détection a priori sans ambiguïté d'un trou noir : il existe en effet une limite supérieure à la masse d'une étoile à neutrons, et la fonction de masse permettant de mettre une limite inférieure à la masse d'un objet, si elle se trouve supérieure à la limite supérieure de masse de étoiles à neutrons (située entre 2 et 3 masses solaires suivant les différents modèles décrivant l'équation d'état qui règne au centre de tels astres), alors on a une preuve relativement directe de l'existence d'un trou noir. Le premier candidat trou noir avoir ainsi été détecté est Cygnus X-1 dans le courant des années 1970. (fr)
|
| dbo:wikiPageID
| |
| dbo:wikiPageLength
|
- 6456 (xsd:nonNegativeInteger)
|
| dbo:wikiPageRevisionID
| |
| dbo:wikiPageWikiLink
| |
| prop-fr:align
| |
| prop-fr:contenu
|
- La troisième loi de Képler permet de relier la taille de l'orbite a, sa période Porb, et la masse totale du système :
:,
où G est la constante de Newton. Dans un système binaire, les deux corps ont des orbites elliptiques de demi grand-axe et dépendant du demi grand-axe a et des masses et selon :
:,
:.
Dans une orbite elliptique de demi grand-axe a, de période et d'excentricité e, la vitesse varie entre les valeurs :
:
à l'apoastre, et
:
au périastre. On en déduit la valeur « moyenne »
:.
Observationnellement, la quantité observable est la composante radiale de cette quantité le long de la ligne de visée, qui fait un angle i avec la normale au plan orbital. La quantité observée, souvent notée K, est donc
:.
En utilisant cette quantité appliquée à la composante 2, on a
:,
d'où
:,
soit
:.
On obtient alors
:,
soit
:. (fr)
- La troisième loi de Képler permet de relier la taille de l'orbite a, sa période Porb, et la masse totale du système :
:,
où G est la constante de Newton. Dans un système binaire, les deux corps ont des orbites elliptiques de demi grand-axe et dépendant du demi grand-axe a et des masses et selon :
:,
:.
Dans une orbite elliptique de demi grand-axe a, de période et d'excentricité e, la vitesse varie entre les valeurs :
:
à l'apoastre, et
:
au périastre. On en déduit la valeur « moyenne »
:.
Observationnellement, la quantité observable est la composante radiale de cette quantité le long de la ligne de visée, qui fait un angle i avec la normale au plan orbital. La quantité observée, souvent notée K, est donc
:.
En utilisant cette quantité appliquée à la composante 2, on a
:,
d'où
:,
soit
:.
On obtient alors
:,
soit
:. (fr)
|
| prop-fr:titre
|
- Démonstration (fr)
- Démonstration (fr)
|
| prop-fr:wikiPageUsesTemplate
| |
| dct:subject
| |
| rdfs:comment
|
- En astronomie, la fonction de masse est une quantité déduite des observations qui permet de mettre des contraintes sur la masse d'une des composantes d'un système binaire quand on peut mesurer le mouvement de l'autre composante. Plus précisément, elle permet de mettre une limite inférieure à la masse d'une des deux composantes. (fr)
- En astronomie, la fonction de masse est une quantité déduite des observations qui permet de mettre des contraintes sur la masse d'une des composantes d'un système binaire quand on peut mesurer le mouvement de l'autre composante. Plus précisément, elle permet de mettre une limite inférieure à la masse d'une des deux composantes. (fr)
|
| rdfs:label
|
- Binary mass function (en)
- Fonction de masse (système binaire) (fr)
- دالة كتلة الأنظمة الثنائية (ar)
|
| owl:sameAs
| |
| prov:wasDerivedFrom
| |
| foaf:isPrimaryTopicOf
| |
| is dbo:wikiPageDisambiguates
of | |
| is dbo:wikiPageRedirects
of | |
| is dbo:wikiPageWikiLink
of | |
| is oa:hasTarget
of | |
| is foaf:primaryTopic
of | |
