Estrela binaria espectroscópica
Unha binaria espectroscópica é unha estrela binaria onde as dúas compoñentes están tan próximas entre si, ou tan afastadas da Terra, que non poden ser separadas visualmente, nin sequera utilizando poderosos telescopios. Porén, a súa natureza binaria pode establecerse grazas ó desprazamento Doppler das súas liñas espectrais.
Ó xirar sobre o centro de masas común, a estrela sucesivamente aproxímase e arrédase da liña de visión. Este movemento xera na espectro combinado das dúas estrelas unha oscilación regular ou desdobramento das súas liñas espectrais. As binarias espectroscópicas con liñas dobres presentan dous conxuntos de liñas que oscilan con fases opostas, cada un correspondente a unha estrela, este tipo de binarias espectroscópicas adoitan ser denominadas "SB2". As binarias espectroscópicas cunha soa serie de liñas amosan a oscilación dun único grupo de liñas, o espectro córrese cara ó azul e despois cara ó vermello (e volta a comezar nun bucle infinito), isto é debido a que a estrela secundaria é moi feble respecto á principal, este tipo de binarias espectroscópicas adoitan ser denominadas "SB1".
As estrelas binarias que sexan visuais e espectroscópicas son moi escasas, e son unha fonte inestimable de información cando son atopadas. As binarias visuais teñen moi a miúdo grandes separacións entre si, con períodos medidos dende anos até incluso séculos; por conseguinte, teñen velocidades orbitais moi pequenas para seren medidas espectroscopicamente. E viceversa, as binarias espectroscópicas que se moven rápido dentro das súas orbitas, fano por que están moi preto entre si, normalmente moi pechadas para seren detectadas coma binarias visuais. Para que unha binarias sexa visual e espectroscópica debe estar relativamente preto da Terra.
Mizar A foi a primeira binaria espectroscópica descuberta no 1889 por Edward Charles Pickering. O seu período orbital é de 20,5 días e ambas as compoñentes son aproximadamente igual de luminosas. Na seguinte táboa recóllense algunhas das binarias espectroscópicas máis coñecidas:
| Nome | Designación de Bayer | Período orbital | Variable Eclípsante |
|---|---|---|---|
| Deneb Algedi | δ Capricorni | 1,02278 días | Si |
| Menkalinan | β Aurigae | 3,9600 días | Si |
| Zeta Centauri | ζ Centauri | 8,024 días | No |
| Subra | ο Leonis | 14,5 días | No |
| Mizar A | ζ Ursae Majoris | 20,5 días | No |
| Kappa Velorum | κ Velorum | 116,65 días | No |
| Mufrid | η Bootis | 494 días | No |
| Furud | ζ Canis Majoris | 675 días | No |
| Talitha Borealis A | ι Ursae Majoris | 4028 días | No |
| Alhena | γ Geminorum | 12,6 anos | No |