Denne artikkelen forklarer hva en spektroskopisk dobbeltstjerne er.

En fysisk dobbeltstjerne er et objekt hvor to stjerner står så nær hverandre at de er fysisk bundet gjennom gjensidig tyngdekraft slik at de kretser rundt et felles tyngdepunkt. Vi kan se de to stjernene f.eks. med en kraftig kikkert dersom avstanden mellom dem er stor nok. Andre ganger avsløres de, selv om vi ikke kan se dem som enkeltstjerner i kikkert, av at stjernene periodisk formørker hverandre slik at lysstyrken varierer helt regelmessig og karakteristisk. Algol i Perseus er et eksempel på dette.

En tredje metode for å avsløre at to stjerner kretser rundt et felles tyngdepunkt er å sende lyset fra dem gjennom et spektroskop. Vi ser da at hver linje i spekteret med jevne mellomrom splittes i to linjer tett inntil hverandre. Dette skjer fordi spektrallinjene fra et grunnstoff i en stjerne som beveger seg fra oss blir litt rødere enn linjene fra samme grunnstoff i en stjerne som beveger seg mot oss. Og i et dobbeltstjernesystem vil stjernene vekselvis bevege seg mot og fra jorda i forhold til systemets felles tyngdepunkt med mindre systemets baneplan er helt vinkelrett på retningen fra systemet til jorda. Forskjellen i hastighet relativt til jorda for de to stjernene er ofte såpass stor at hver spektrallinje stadig vekk splittes i to når avstanden mellom stjernene i systemet er liten fordi "tette" dobbeltstjerner roterer fort rundt hverandre. Splittingen er størst når de to stjernene beveger seg mest mot og fra jorda som vist øverst på figuren til venstre. Spektrallinjene fra den stjernen som beveger seg fra oss blir da forskjøvet litt mot den rød delen av spekteret, mens de samme linjene fra den andre stjernen forskyves litt mot den blå delen av spekteret. Vi ser derimot kun en spektrallinje når de to stjernene beveger seg på tvers av retningen til jorda som vist nederst på figuren fordi de to stjernene da har samme hastighet langs siktelinjen til jorda.

Vanligvis ligger ikke jorda akkurat i baneplanet til dobbeltstjernesystemet. I stedet ser vi ofte slike stjernesystemer på skrå ovenfra eller på skrå nedenfra. Også da vil stjernene vekselsvis bevege seg mot og fra jorda relativt til det felles tyngdepunktet slik at metoden virker også i slike tilfeller. Splittingen av spektrallinjene blir imidlertid mindre etter hvert som vi ser systemet mer og mer på skrå, og den blir helt borte dersom vi ser systemet rett ovenfra eller rett nedenfra.

Det viser seg at denne metoden for å påvise "tette" dobbeltstjerner er svært effektiv. Vi kaller stjerner hvor vi kun kan avsløre at de er doble ved å bruke et spektroskop for spektroskopiske dobbeltstjerner.

______________________________________