Gwiazdy podwójne

Obecnie znanych jest około 2500 gwiazd spektralnie podwójnych, o niezmiennym łącznym blasku. Z reguły okresy ich obiegu są krótkie i wynoszą od 2 do 50 dni. Rekordowo krótki okres jaki udało się zaobserwować, wynosi 0d,8. Jednak występują też maksymalnie skrajne przypadki, w których okres taki wynosi kilka, a nawet kilkanaście lat.
Poniżej zamieszczam fragment referencji Eugeniusza Rybki „astronomia Ogólna” wyd. VI, dotyczący orbit gwiazd spektralnie podwójnych.

Podstawą obserwacyjną do wyznaczania elementów orbity gwiazd spektralnie podwójnej jest krzywa zmian prędkości radialnej, względnie dwie krzywe, jeżeli obserwujemy w widmie linie należące do obu składników. Krzywą taką rysujemy w ten sposób, że na osi poziomej odkładamy czas, a no osi pionowej – odpowiadające tym momentom czasy wartości prędkości radialnej.

Prędkość radialna Vr gwiazdy podwójnej odniesiona do Słońca jest sumą algebraiczną prędkości V0 środka masy układu i rzutu prędkości orbitalnej gwiazdy na kierunek widzenia. Prędkość V0 wyznaczamy dość łatwo graficznie opierając się na tym, że jest to średnia wartość prędkości radialnej. Na wykresie lustrującym zmiany prędkości radialnej, prosta pozioma, odpowiadająca prędkości V0, dzieli tą krzywą na dwa obszary takie, że pole zawarte między tą prostą a górną częścią krzywej równe jest polu zawartemu między tą samą prostą a dolną częścią krzywej.

Z krzywej zmian prędkości radialnej obliczyć możemy następujące elementy orbitalne układu spektralnie podwójnego:
1. okres obiegu P wyrażany zazwyczaj w dniach
2. chwilę T0 przejścia składnika przez peryastron
3. mimośród
4. odległość w peryastronu od węzła
5. iloczyn połowy osi wielkiej orbity a przez sinus nachylenia i (a sin i) w kilometrach

Elementu omega (kąt pozycyjny linii węzłów) nie możemy wyznaczyć, bo w prędkości radialnej nie występują żadne zmiany, jeżeli będziemy obracali płaszczyzną orbity gwiazdy dookoła kierunku widzenia. Nie możemy też, mając do dyspozycji jedynie krzywą zmian prędkości radialnej, oddzielić połowy wielkiej osi a od sin i, chyba ze gwiazda spektralnie podwójna jest jednocześnie gwiazdą wizualnej podwójną o znanych elementach orbitalnych, czyli o znanej wartości kąta i.

Mas gwiazd spektralnie podwójnych nie wyznaczamy bezpośrednio z krzywej zmian prędkości radialnej, poznajemy tylko tzw. funkcję mas, określoną wyrażeniem

gdzie K oznacza połową amplitudy zmian prędkości radialnej w km/s.

Gdy obserwujemy oba widma, wówczas możemy wyznaczyć stosunek mas równy

gdzie K2 i K1 są połową amplitudy zmian prędkości radialnej składników B i A. Wówczas z funkcji mas możemy znaleźć oddzielnie m1sin3i oraz m2sin3i. Samych mas gwiazdowych tylko na podstawie krzywej zmian prędkości radialnej wyznaczyć nie możemy.

Jeżeli płaszczyzna orbitalna jest prostopadła do kierunku widzenia, to ruch orbitalny zupełnie nie uwidacznia się w prędkości radialnej i bardzo trudno jest orzec wtedy o podwójnym charakterze gwiazdy. Tego rodzaju gwiazdy mogą jednak wykazywać widmo złożone z nakładających się widm składników różnych klas widmowych. Na przykład w widmie gwiazdy 12 Comae występują dwa nakładające się widma: widmo olbrzyma klasy G i widmo gwiazdy klasy A głównego ciągu. Obserwując przeto takie złożone widmo możemy wnioskować, ze mamy do czynienia z gwiazdą podwójną.