Ero sivun ”Spektroskooppinen kaksoistähti” versioiden välillä

{{Korjattava/muoto|Matematiikka siihen muotoon kuin mallineella voi. Yhtälöiden merkitys epäselvä.}}

Tyypillisesti kaksoisviivaisesta spektroskooppisesta kaksoistähdestä voidaan laskea nopeuden ja kaltevuuden tulo ''v sin i'' <ref>Tähtitieteen perusteet, sivu 328, kaava (9.3)</ref> tähden radan isoakselin ja kaltavuuden tulo ''a sin( i)'', ja tähtien massojen suhde. Massojen summaa ei pysty tällä tavoin selvittämään, vaan <math>\scriptstyle (m1m_1+m2m_2) \sin^3 {i}</math><ref>Johdatus tähtitieteeseen, sivu 189</ref>.

<math>f (m1m_1) =((m2 \frac{m_2^3)/(m1}{m_1+m2)) m_2}\sin^3 {i},</math>

Jossajossa m1,<math>\scriptstyle m2m_1</math> ja <math>\scriptstyle m_2</math> ovat tähtien massat, ja <math>\scriptstyle i</math> on radan kaltevuus,.

(m2<math>\frac{m_2^3*\cdot\sin^3({i))/(}}{(m1m_1+m2m_2)^2)} = (v1\frac{v_1^3*\cdot P)/}{2*pii*\pi G},</math>

missä P on kiertoaika, pii<math>\scriptstyle \pi</math> on 3.14 ... , ja G gravitaatiovakio.