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puesto que el centro de gravedad ha de estar más cerca de la es-
trella más masiva. En el caso de que 2 sea un planeta, M << M ,
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con lo que A es despreciable. Entonces A es aproximadamente
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igual a A y obtenemos la ley de Kepler, tal como la vimos:
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Esto puede ser muy importante en el caso de que no veamos la
estrella más masiva, por ejemplo porque sea un agujero negro. Aun
así, podríamos calcular su masa aunque no la veamos. Así es como
se pudo calcular la masa del agujero negro central de la Vía Láctea
En el caso de las binarias espectroscópicas solo podemos cal-
cular las masas multiplicadas por el factor desconocido sen i,
siendo i la inclinación de la órbita, o ángulo formado por el plano
de la órbita y el plano del cielo. El plano del cielo es el perperi.di-
cular a la línea de visión.
La información es especialmente abundante cuando las bina-
rias son a la vez espectroscópicas y fotométricas. Entonces cono-
cemos la inclinación de la órbita, pues para que se produzcan
eclipses i debe estar cerca de 90º. En este caso no solo podemos
conocer las dos masas, sino además su distancia y los radios de
las dos estrellas.
El Sol tampoco está fijo, sino que, debido a la atracción de los
planetas, especialmente de Júpiter, describe también un pequeño
círculo. El radio de este círculo es aproximadamente igual al diá-
metro del Sol, de forma que se mueve en tomo a un eje que parece
situado aproximadamente en su superficie. Observando este pe-
queño movimiento, podríamos deducir la existencia de Júpiter,
aunque no fuera visible.
Este hecho se puede aprovechar, y se aprovecha, para detec-
tar otros sistemas planetarios no solares. No solo por el desplaza-
miento lateral, difícil de apreciar, sino porque este movimiento
circular ( o más bien elíptico) puede observarse gracias al efecto
Doppler. Con este procedimiento y algunos otros complementa-
rios se han podido detectar numerosos sistemas planetarios extra-
solares.

130 REPERCUSIÓN EN LA CIENCIA ACTUAL