Co to jest układ spektroskopowo podwójny?
Układ spektroskopowo podwójny to układ podwójny gwiazd wykrywalny nie przez rozdzielenie wizualne, lecz przez periodyczne przesunięcia linii widmowych wywołane efektem Dopplera – gdy jedna lub obydwie składowe krążą, naprzemiennie zbliżają się do obserwatora i oddalają, powodując cykliczne przesunięcia ku niebieskiej i czerwonej stronie widma. Większość znanych układów podwójnych to systemy spektroskopowe.
Typy: SB1 (single-lined, jednolinijkowy) – widoczne są linie widmowe tylko jednej składowej, druga jest za słaba; SB2 (double-lined, dwulinijkowy) – widoczne są linie obu składowych przemieszczające się przeciwnie do siebie – z SB2 można wyznaczać zarówno masy jak i stosunek promieni, nie tylko masę minimalną. Amplituda prędkości radialnych K (km/s) daje m*sin(i) – masę minimalną, ponieważ inklinacja i orbity jest zazwyczaj nieznana. Ukryta masa sin(i): dla inklinacji i=90° (edge-on) m*sin(i) = m (pełna masa); dla i=0° (face-on) m*sin(i) = 0 (masa niewyznaczalna). Kombinacja z zaćmieniami (układ spektroskopowo-zaćmieniowy) eliminuje nieoznaczoność inklinacji i pozwala wyznaczać pełne masy i promienie. Katalog 9. The Catalogue of spectroscopic binaries zawiera kilka tysięcy par ze zbadanymi orbitami.
Programy współczesne: APOGEE (součást SDSS-IV) zmierzył prędkości radialne milionów gwiazd i dostarczył ogromnej próbki układów SB1; Gaia RVS (Radial Velocity Spectrometer) rejestruje prędkości radialne dla ponad 30 milionów gwiazd z precyzją 1-10 km/s – jedno z największych badań układów spektroskopowych w historii. Układy SB2 z podwójnymi liniami są szczególnie cenne dla kalibracji skali mas gwiazd.