18.1: Introducción a las estrellas binarias espectroscópicas

Los elementos orbitales de un sistema binario de estrellas se describen en el Capítulo 17, y son a, e, i, Ω, ω y T. Sin embargo, al pensar en el significado del elemento W, el ángulo de posición del nodo ascendente, el lector probablemente estará de acuerdo en que no podemos distinguir el ángulo de posición de ninguno de los dos nodos a partir de las mediciones de velocidad radial de una estrella binaria no resuelta. No tenemos ninguna dificultad, sin embargo, para determinar qué componente está retrocediendo del observador y cuál se acerca, y por lo tanto podemos determinar qué nodo está ascendiendo y cuál es descendente, y el signo de la inclinación. Así podemos determinar algunas cosas para un binario espectroscópico que no podemos determinar para un binario visual, y viceversa. Si una estrella binaria es tanto espectroscópica como visual (con lo que quiero decir que podemos ver los dos componentes por separado, y podemos detectar los cambios periódicos en la velocidad radial a partir de los espectros de cada uno), entonces podemos determinar casi cualquier cosa que deseemos sobre las órbitas sin ambigüedad. Pero tales sistemas son raros —y valiosos—. Por lo general (a menos que el sistema esté muy cerca de nosotros) la separación lineal entre los pares de un binario visual es muy grande (por eso podemos verlas por separado) y así las velocidades de las estrellas en sus órbitas son demasiado lentas para que podamos medir los cambios en la velocidad radial. Por lo general, los períodos orbitales de las estrellas binarias visuales son del orden de los años, quizás muchos años. Las estrellas cuya binaridad se detecta espectroscópicamente se mueven necesariamente rápido (normalmente sus períodos orbitales son del orden de los días), lo que significa que están muy juntas —demasiado cercanas para ser detectadas como binarios visuales.

Por supuesto, además de las variaciones periódicas en la velocidad radial, que dan lugar a desplazamientos Doppler periódicos en los espectros, el sistema en su conjunto puede tener una velocidad radial hacia o lejos del Sol. La velocidad radial del sistema —o su centro de masa— en relación con el Sol se llama, naturalmente, la velocidad sistémica, y es una de las cosas que deberíamos poder determinar a partir de observaciones espectroscópicas. Estaré usando el símbolo V ₀ para la velocidad sistémica, aunque he visto que algunos autores usan el símbolo g e incluso se refieren a él como la “velocidad gamma”. [Por cierto, ¿has notado la molesta tendencia de los semi-educados en estos días a usar palabras técnicas de las que no conocen el significado? Un ejemplo molesto es que la gente suele hablar de “discriminación sistémica”, presumiblemente porque piensan que la palabra “sistémica” suena científica, cuando realmente significan “discriminación sistemática”.] También debemos tener en cuenta que las observaciones reales de la estrella no se hacen desde el Sol, sino desde la Tierra, y por lo tanto se deben hacer correcciones a la velocidad radial observada para el movimiento de la Tierra alrededor del Sol así como para la rotación de la Tierra alrededor de su eje.