Esta teoría de Doppler se demostró dos años más tarde con respecto a las ondas sonoras y fue A. Fizeau en 1848 quién primero lo aplicó correctamente a las ondas electromagnéticas, de ahí el doble nombre de Doppler-Fizeau dado a este efecto, aunque muchas veces se le conoce simplemente como efecto Doppler.
El principio Doppler-Fizeau afirma: cuando un foco emite energía con una longitud de onda l y existe un desplazamiento relativo con respecto a un observador o receptor, éste recibe la radiación con una longitud de ondal' dada por:
donde c es la velocidad de la luz y v es la componente de la velocidad en la dirección receptor-emisor, o sea, la velocidad radial. Esta se considera por convenio positiva si existe alejamiento y negativa en caso de acercamiento. Así, en el primer caso será l'>l y las rayas espectrales se desplazarán hacia el rojo y en el segundo l' < l siendo el corrimiento de rayas hacia el violeta.
Inversamente, si medimos la diferencia l'-l entre la longitud de onda observada y la longitud de onda standard (medida en el laboratorio), podremos determinar la velocidad radial, pues la velocidad de la luz es conocida.
La aplicación del efecto Doppler-Fizeau es la base para la detección de la naturaleza binaria de muchas estrellas no desdobladas ópticamente. Efectivamente, dado que en una estrella doble las componentes están girando en torno a su centro de masas, resulta que cada estrella se aleja y se acerca periódicamente, y por este motivo, las rayas espectrales se desplazan en el espectro en torno a una posición que corresponde a la de reposo relativo.
Si la diferencia de luminosidad entre las dos estrellas no es demasiado grande, en el espectro aparecen las rayas correspondientes a ambas estrellas, y por tanto cuando las de una componente se desvían hacia el rojo, las de la otra lo harán hacia el violeta.
Así fue como los astrónomos de Harvard A. Cannon y E.C. Pickering, al examinar en 1889 la estrella principal de la doble visual Mizar, observaron que en su espectro había rayas dobles cuya posición variaba en un periodo poco mayor de 20 días: se trataba, pues, de una doble espectroscópica. Es curioso observar que la primera binaria espectroscópica descubierta como tal es la estrella que junto con su compañera Mizar B, forma la más antigua de las dobles visuales conocidas. Fue también este sistema el primero en ser fotografiado, cosa que hizo A. Whipple en 1857.
Recientemente algunas técnicas como la ya comentada interferometría speckle han permitido obtener altísimas resoluciones con las que se pudieron observar como binarias visuales numerosas estrellas que hasta entonces estaban exclusivamente en el dominio de la espectroscópicas.
Concretamente en los últimos años se han conseguido medir separaciones angulares por debajo de la centésima de segundo de arco, con lo que son ya varias las binarias cuyas órbitas han sido calculadas como visuales y espectroscópicas a la vez, con la ventaja que ello supone a la hora de aunar resultados. Así, como habíamos visto anteriormente, de las órbitas de las visuales se deducía la inclinación orbital, con lo que el semieje mayor puede obtenerse en kilómetros, y como de la binaria visual se calculaba también el semieje mayor en segundos de arco, de éste valor y del mismo en kilómetros puede deducirse la paralaje de la estrella, o sea, su distancia a nosotros.
Por lo que a las masas se refiere, de la órbita de la visual y de la paralaje se deducía la suma de ellas, mientras que de la órbita de la espectroscópica (suponiendo los dos espectros visibles) se obtiene el cociente , por lo que, de entre ambas se pueden conocer las masas de cada componente por separado.
Conforme aumente en el futuro la resolución en las observaciones ópticas es de esperar que el número de estos pares interferométrico-espectroscópicos aumente considerablemente con el consiguiente beneficio para el conocimiento estelar.
Binarias eclipsantes
Existe en la constelación de Perseo una estrella que los hebreos llamaban cabeza de Satanás y los árabes Algol (diablo). Posteriormente por tratarse de la segunda estrella más brillante de tal constelación, el astrónomo alemán Bayer la denominó b Persei y como tal aparece en los catálogos.
Pues bien, Algol tiene una característica especial que al parecer nadie había percibido hasta que Geminiano Montarani, profesor de Bolonia, observó en 1688 que su brillo variaba en pocas horas. Resultó ser al igual que la famosa Mira Ceti una estrella cuya magnitud era variable.
En años posteriores se confirmó esta espectacular característica de Algol, sin embargo, nadie daba una respuesta científica a tal hecho, hasta que el joven inglés John Goodricke en 1782 después de estudiar muchas observaciones llegó a la conclusión de que la luz que se recibía de esta estrella variaba con un periodo de 2 días,20 horas y 49 minutos, sugiriendo asimismo que el fenómeno se producía porque otra estrella oscura giraba en torno a Algol y la eclipsaba durante su movimiento orbital.
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