力学视差
力学视差是从 (周年) 视差计算估计距离的方法。在天文学，至一对目视联星的距离可以从两颗伴星的质量、轨道的大小和彼此互绕的公转周期来估计[1]。
计算力学视差，需要观察到的恒星互绕轨道的角半长轴和它们各自的视星等。通过使用牛顿更通用的轨道周期立方与半长轴的平方成比率的开普勒第三定律，可以得到联星系统的总质量[2]，连同质光关系，可以测量出联星系统的距离[3]。
这项技术，估计联星系统中两颗天体的质量，经常以太阳质量为单位。然后，使用天体力学的开普勒定律，计算恒星的距离。一旦发现了距离，凭借著掠过天空形成扇形的弧，给与初步的距离测量。 从这种测量和两颗恒星的视星等，并且使用质光关系，可以得到每颗恒星各别的质量。这些质量被用来再计算分隔的距哩，并反复这个程序。很多时候，当这种运算反复进行多次之后，距离的精确度可以使误差小于5% [4]。在注意到生命期与M/L大约成正比，质光关系也可以用来测定恒星的生命期。发现质量越大的恒星寿命较短，更复杂的计算因素是随着时间推移的质量流失。
参考资料
- ^ Patrick Moore. Philip's Astronomy Encyclopedia revised and expanded ed. London: Philip's. 2002: 120. ISBN 0540078638.
- ^ dynamical parallax. Astronomy Knowledge Base. [2006-07-18]. （原始内容存档于2006-07-05）.
- ^ The Mass-Luminosity Relation （页面存档备份，存于互联网档案馆）, University of Tennessee, Astronomy 162: Stars, Galaxies, and Cosmology, lecture notes. Accessed July 18, 2006.
- ^ Mullaney, James. Double and multiple stars and how to observe them. Springer. 2005 [2012-02-18]. ISBN 1852337516. （原始内容存档于2014-01-03）.