A spektroszkópiai bináris rendszer egy pár tárgyakat, amelyek orbitális mozgás bizonyítja az variáció a radiális sebesség az egyik vagy mindkét komponens a rendszer . Ez a sebesség mérése egy spektrográf , megfigyelve az elmozdulás által Doppler-Fizeau hatása a spektrális vonalak a csillag, köszönhetően a pályamenti sebessége mentén a rálátás. Ezt a módszert történelmileg használták és használják napjainkban is sok bináris csillag észlelésére, de az 1990-es évek óta számos extrapoláris bolygó (exobolygó) felismeréséhez is vezetett .
Hermann Carl Vogel figyelte meg elsőként az Algol- vonalak oszcillációs jelenségét a Potsdami Obszervatóriumban , 1889. november(Vogel, 1890): ennek a fogyatkozó bináris fénygörbének a minimuma előtt a csillag eltávolodott a Naptól, miközben ez a minimum után közeledett. Nemcsak Algol kettősségét sikerült így függetlenül megerősíteni, hanem Vogel becslést adott Algol és " társa " átmérőire , valamint a megfelelő " 4/9 és 2/9 naptömeg" tömegekre is . A valóságban, Algol jelenleg ismert legalább egy hármas rendszer, a Eclipse pár, amelynek 3,6 és 0,8 napenergia tömegeket tömege tekintetében .
Egyidejűleg bejelentette Edward Charles Pickering november 13-án, 1889 (Aitken, 1964 jelzi augusztus 1889), az első felfedezése egy két spektrális spektroszkópiai bináris, Mizar , annak köszönhető, hogy Antonia C. Maury , unokahúgát Henry Draper , a ' Harvard Obszervatórium (Pickering, 1890). A Mizar valójában egy vizuális bináris fájl , amelynek minden alkotóeleme, a Mizar A és a Mizar B maguk is spektroszkópiai bináris fájlok, így négyszeres csillag. Ezért Mizar A megfigyelésével vette észre Maury, hogy a kalcium K spektrális vonala néha homályos, néha kettős, 52 napos periodicitással. Az akkor megfogalmazott hipotézis az volt, hogy a Mizar A „ maga egy kettős csillag, amelynek azonos fényerejű komponensei vannak, és túl szoros ahhoz, hogy már vizuálisan megoldódjon. Ezenkívül a rendszer fordulatideje 104 nap. (Pickering, 1890). A valóságban az időtartam 20,5 nap, az erőteljesen excentrikus pályáról és a főtengely orientációjából adódó hiba . 1908-ban Mizar B-t is felfedezték spektroszkópikus bináris formában, de a másodlagos vonalai túl gyengék voltak ahhoz, hogy észrevegyék őket.
Az ismert spektroszkópos binárisok száma azóta folyamatosan nő. A 1 st 2003 júliusában a 9 -én Katalógus bináris spektroszkópiai kering S B 9 tartalmazott 1 999 kering Körülbelül 1985 rendszerek, rendszerek ellen 1469 a 8 th Katalógus 1989.
A műszerekben elért előrehaladás, a m / s-nál jobb sugárirányú pontossággal, lehetővé teszi a bolygótársak miatti és már nem csak a csillagok okozta nagyon kicsi zavarok mérését.
Spectrum elemzés megkülönbözteti több esetben a bináris:
Egy egyszerű Kepler-mozgás keretein belül a rendszer minden alkotóeleme a baricentrum körüli pályát írja le . Ennek a mozgásnak a látóvonal mentén való vetítésének idejére vonatkozó levezetéssel z = r sin i sin (ν + ω), ahol r a sugárvektor, és figyelembe veszi a baryscenter megfelelő sebességét az űrben , az egyes komponenseknél (az alkatrészek 1,2-es mutatóinak kihagyása mellett) megfigyeljük a sugársebességet:
km / s sebességgel km / svagy:
A bináris fájlok érdeke elsősorban a tömegek meghatározásában rejlik. Ha M 1- rel (ill. M 2 ) jelöljük az elsődleges csillag (ill. Másodlagos) tömegét a naptömegben , akkor most Kepler harmadik törvényét használhatjuk (vö. Asztrometrikus binárisok ). Ekkor látjuk, hogy egy spektroszkópiai bináris hozzáférést biztosít a naptömegben meghatározott tömegfunkcióhoz :
ahol a bal oldali változók nem ismertek, míg a jobb oldalt úgy kapjuk meg, hogy elemezzük a sugársebesség görbéjét a t idő függvényében . Az időszakot (napokban kifejezve) gyakran a fénygörbének köszönhetõen határozzuk meg, amely φ = ( tT ) / P fázisban hajtva, ahol T a periastron ideje, periodikusnak tûnik. A K pálya amplitúdóját, másodpercenként kilométerben kifejezve, a radiális sebesség Doppler-effektussal történő mérésével kapjuk meg . A radiális sebességgörbe, ha jól mintavételezhető, valójában lehetővé teszi az összes pályaparaméter megszerzését, a dőlés kivételével. E korlátozás miatt nincs közvetlen hozzáférés az alkatrészek egyedi tömegéhez, mivel a dőlést (általában) nagyon nehéz megszerezni.
A BS2 esetében a tömegarányhoz is hozzáférünk, mert M 2 / M 1 = K 1 / K 2 . Hasonlóképpen, a fenti K 1 amplitúdó meghatározásának megfordításával úgy tűnik, hogy a fél-fő tengely abszolút egységekben kapható, és nem szögletes (a távolságtól függően), mint az asztrometrikus pályák esetében . De itt megint a bűn i tényezőtől függ .
Ennek ellenére több módszer létezik az egyes komponensek tömegére vonatkozó információkhoz:
A fenti képletek alapján a következő következtetéseket lehet levonni a spektroszkópiai binárisok (vagy az extranoláris bolygók ) kimutatási képességeiről :