Bazen bir ikili yıldızın tek kanıtı, yaydığı ışık üzerindeki Doppler etkisinden gelir. Bu durumlarda ikili, ortak yörünge periyodu ile ortak kütle merkezleri etrafındaki hareketi sırasında her bir yıldızdan yayılan ışıktaki tayf çizgilerinin, her biri önce bize doğru, sonra bizden uzaklaştıkça, önce maviye, sonra kırmızıya doğru kayan, bir çift yıldızdan oluşur.
Bu sistemlerde yıldızlar arasındaki mesafe
genellikle çok küçük, yörünge hızı çok yüksektir. Yörünge düzlemi görüş hattına
dik olmadıkça, yörünge hızları görüş hattında bileşenlere sahip olacak ve
sistemin gözlemlenen radyal hızı periyodik olarak değişecektir. Radyal hız,
yıldızların tayf çizgilerinin Doppler kaymasını gözlemleyerek bir spektrometre
ile ölçülebildiğinden, bu şekilde tespit edilen ikililer spektroskopik ikililer
olarak bilinir. Bunların çoğu, mevcut en yüksek çözme gücüne sahip
teleskoplarla bile görsel bir ikili olarak çözülemez.
Bazı spektroskopik ikililerde, her iki
yıldızdan gelen tayf hatları görülebilir, hatlar dönüşümlü olarak çift ve
tektir. Böyle bir sistem, çift hatlı spektroskopik ikili (genellikle ‘SB2’)
olarak bilinir. Diğer sistemlerde, yıldızlardan sadece birinin tayfı görülür ve
tayftaki hatlar periyodik olarak maviye, sonra kırmızıya ve tekrar geriye
kayar. Bu tür yıldızlar, tek hatlı spektroskopik ikililer (‘SB1’) olarak
bilinir.
Bir spektroskopik ikili sistemin
yörüngesi, sistemin bir veya her iki bileşeninin radyal hızının uzun bir dizi
gözlemi yapılarak belirlenir. Gözlemler zamana karşı çizilir ve ortaya çıkan
eğriden bir periyot belirlenir. Yörünge dairesel ise, eğri bir sinüs eğrisi
olacaktır. Yörünge eliptik ise, eğrinin şekli elipsin eksentrisitesi
ve ana eksenin görüş hattına göre yönelimine bağlı olacaktır.
Yarı-ana ekseni (a) ve yörünge düzleminin
eğimini (i) ayrı ayrı belirlemek imkansızdır. Bununla birlikte, yarı-ana
eksenin ürünü ve eğimin sinüsü doğrudan doğrusal birimlerle (örneğin kilometre)
belirlenebilir. Eğer a ya da i başka yollarla belirlenebilirse, örneğin,
ikiliklerin tutulması durumunda olduğu gibi, yörünge için tam bir çözüm
bulunabilir.
Hem görsel hem de spektroskopik ikili olan
ikili yıldızlar nadirdir ve bulunduğunda değerli bir bilgi kaynağıdır. Yaklaşık
40 adedi bilinmektedir. Görsel ikili yıldızlar genellikle büyük gerçek
ayrımlara sahiptir ve periyotları on yıllardan yüzyıllara kadar ölçülür; dolayısıyla,
genellikle spektroskopik olarak ölçülemeyecek kadar küçük yörünge hızlarına
sahiptirler. Tersine, spektroskopik ikili yıldızlar yörüngelerinde hızlı
hareket ederler çünkü birbirlerine yakındırlar, çoğunlukla görsel ikili olarak
algılanamayacak kadar yakındırlar. Hem görsel hem de spektroskopik olduğu
bulunan ikililer bu nedenle Yer’e rölatif olarak yakın olmalıdır.
https://en.wikipedia.org/wiki/Binary_star#Spectroscopic_binaries
2 Haziran 2022
GERİ
(bileşik objeler)
GERİ
(ekstrasolar bedenler)
GERİ
(astronomik cisim)
