Estrellas binarias
La mayoría de las estrellas no vive sola: orbita en pareja alrededor de un centro de masas común. Si la órbita está de canto vemos eclipses; y el vaivén Doppler de sus líneas espectrales permite pesarlas. Ajusta las masas, la separación y la inclinación, y observa las tres señales a la vez.
Solo vemos eclipses si la inclinación es cercana a 90°. Las amplitudes de velocidad radial pesan las estrellas: K₂/K₁ = M₁/M₂, y junto con el período y la ley de Kepler entregan las masas individuales — la única medida directa de la masa de una estrella.
Estrellas que se pesan entre sí
Una pareja de estrellas. Más de la mitad de las estrellas del cielo forma sistemas dobles o múltiples. Las dos estrellas orbitan su centro de masas común: la más masiva describe el círculo pequeño y la más liviana, el grande, siempre en lados opuestos. El período depende de la separación y de la suma de masas, según la tercera ley de Kepler.
La curva de luz. Si la órbita está casi de canto (inclinación cercana a 90°), cada estrella pasa por delante de la otra y el brillo total cae dos veces por vuelta: es una binaria eclipsante. El eclipse más profundo ocurre cuando se oculta la superficie más caliente; la duración y la forma de los eclipses revelan los tamaños de las estrellas.
Las velocidades radiales. Mientras orbitan, una estrella se acerca cuando la otra se aleja: sus líneas espectrales se desdoblan y oscilan en oposición. Las amplitudes son inversamente proporcionales a las masas (K₂/K₁ = M₁/M₂), y combinadas con el período dan las masas absolutas. Prácticamente todo lo que sabemos de las masas estelares viene de binarias como estas.
El oficio del Foster. Medir estos vaivenes fue la misión fundacional del Observatorio Manuel Foster: con el espectrógrafo Mills, desde 1903 se fotografiaron espectros de estrellas australes y se descubrieron y midieron numerosas binarias espectroscópicas del cielo sur, órbita a órbita, placa a placa, desde el cerro San Cristóbal.