18: Estrellas binarias espectroscópicas
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Hay muchas estrellas binarias cuya separación angular es tan pequeña que no podemos distinguir los dos componentes ni siquiera con un telescopio grande —pero podemos detectar el hecho de que hay dos estrellas de sus espectros. En circunstancias favorables, se pueden observar dos espectros distintos. Podría ser que los tipos espectrales de los dos componentes sean muy diferentes —quizás una estrella caliente de tipo A y una estrella genial de tipo K, y es fácil reconocer que allí debe haber dos estrellas. Pero no es necesario que los dos tipos espectrales sean diferentes; un sistema que consta de dos estrellas de idéntico tipo espectral aún puede reconocerse como un par binario. A medida que los dos componentes orbitan uno alrededor del otro (o, más bien, alrededor de su centro de masa mutuo), los componentes radiales de sus velocidades con respecto al observador cambian periódicamente. Esto da como resultado un cambio periódico en las longitudes de onda medidas de los espectros de los dos componentes. Al medir el cambio en las longitudes de onda de los dos conjuntos de líneas espectrales a lo largo de un período de tiempo, podemos construir una curva de velocidad radial (es decir, una gráfica de velocidad radial versus tiempo) y a partir de esto es posible deducir algunas de las características orbitales. A menudo, un componente puede ser significativamente más brillante que el otro, con la consecuencia de que solo podemos ver un espectro, pero el desplazamiento Doppler periódico de ese espectro nos dice que estamos observando un componente de un sistema binario espectroscópico. Así, tenemos que distinguir entre un sistema binario espectroscópico de doble línea y un sistema binario espectroscópico de una sola línea. Al igual que con todos los temas de esta serie de notas, se ha acumulado a lo largo de los siglos un vasto cuerpo de experiencia, conocimiento y facilidad técnica, y este capítulo sólo pretende ser una primera introducción a los principios básicos. Pero todos nosotros, ya sean principiantes o practicantes experimentados, ¡tenemos que conocerlos!
Miniatura: Algol B orbita Algol A. Esta animación se ensambló a partir de 55 imágenes del interferómetro CHARA en la banda H del infrarrojo cercano, clasificadas según la fase orbital. (CC BY-SA 3.0; Dr. Fabien Baron, Dept. de Astronomía, Universidad de Michigan, Ann Arbor, MI 48109-1090, etiquetas que indican fase agregada por Stigmatella aurantiaca).