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que no podemos resolver el sistema doble, sino que solo vemos
una estrella, pero sabemos que en realidad hay dos. En estos dos
casos los periodos suelen ser mucho menores y su determinación
no requiere tanto tiempo.
En las espectroscópicas vemos que una raya espectral tiene
un desplazamiento al rojo y otro al azul, alternativa y periódica-
mente, correspondientes al efecto de alejamiento y acercamiento
con efecto Doppler debido al movimiento orbital, De esta forma
determinamos muy bien el periodo.
En las dobles fotométricas observamos una variación de la
curva de luz (flujo luminoso frente a tiempo), debido a que las
dos estrellas se eclipsan mutuamente. Para ello tiene que ocu-
rrir que el plano de la órbita contenga más o menos la línea de
visión.
La información que se puede extraer de estos sistemas dobles
es diferente según el tipo observacional. El cálculo es ligeramente
más complejo que en el caso de un simple planeta, pero el princi-
pio es el mismo. Prescindimos de detallar las fórmulas que nos
permiten la determinación directa de masas y pasamos directa-
mente a proporcionar los resultados esperables. En las estrellas
dobles visuales, observamos las dos elipses de las dos estrellas y
podemos determinar la masa de las dos estrellas. El resultado es
el mostrado a continuación:

M=4n2 A2~
1 G , 2
2
2
4n A A
M----1
2 - G , 2 ,
donde A es el semieje mayor de la estrella 1, y A el de la estrella
1 2
2. M y M son sus masas. A=A +A es la distancia entre ambas
1 2 1 2
estrellas y -e el periodo. Estas ecuaciones se obtienen sin más que
considerar las leyes de Kepler y el hecho de que

REPERCUSIÓN EN LA CIENCIA ACTUAL 129