1。星の質量：
* ケプラーの第三法則： この法律では、軌道の平方は、軌道の半長軸の立方体に比例していると述べています。軌道周期と半長軸（星間の平均距離）を知っている場合、バイナリシステムの総質量を計算できます。
* 質量比： その仲間の重力の影響により、一次星のぐらつきを観察することにより、2つの星の質量比を決定できます。 これは、総質量と組み合わせることで、個々の質量が得られます。
2。 システムまでの距離：
* 視差： 軌道期間から直接的ではありませんが、軌道の周期を知っており、軌道の角度サイズを測定できる場合、システムまでの距離を計算できます。これは、角度のサイズが軌道の実際のサイズとシステムまでの距離の両方に依存するためです。
3。 進化状態と年齢：
* 星タイプ： 星の質量を知ることで、スペクトルタイプと光度クラスを推定できます。これらの特性は、星の進化段階を理解するのに役立ちます。
* 年齢： 正確ではありませんが、軌道期間はシステムの年齢に制約を提供できます。 星間の重力相互作用は時間の経過とともに軌道崩壊を引き起こす可能性があるため、期間が短いシステムは若くなる可能性が高くなります。
4。 惑星の存在：
* 摂動： 惑星がバイナリシステム内に存在する場合、軌道期間や他の軌道パラメーターにわずかな変動を引き起こす可能性があります。 これらのバリエーションは、敏感な観察で検出され、惑星の存在の証拠を提供できます。
制限：
これらの推論は仮定とモデルに基づいていることに注意することが重要です。 軌道傾向（軌道を観察する角度）や他の星や惑星の存在などの要因は、計算の精度に影響を与える可能性があります。
例：
10年の軌道期間と5つの天文ユニット（AU）の半長軸を観察するバイナリ星系を考えてみましょう。 Keplerの第3法則を使用して、システムの総質量を計算できます。この情報は、星のぐらつきの観察と組み合わさって、個々の大衆を与えることができます。
結論として、星の軌道期間は、その特性とシステムのダイナミクスを理解するための強力なツールを提供します。
