حتى الآن لا توجد وسيلة أكثر انتشارًا لمعرفة أن النجوم التي نراها ثنائية، لا سيما إذا كانت بعيدة من المطيافية وقياس ما يُعرف بانزياح دوبلر. فلربما لا توجد أداة فيزيائية فلكية أقوى من المطيافية، ولا اكتشاف أهم في علم الفلك خلال القرون العديدة الماضية من انزياح دوبلر.

لقد صرت تعرف الآن أن الأجسام تصدر ضوءًا مرئيا عندما ترتفع حرارتها إلى حد معين (إشعاع الجسم الأسود). ومن خلال تحليل ضوء الشمس على نحو ما يفعل المنشور الزجاجي، تظهر قطرات المطر التي تشكل قوس قزح نطاقا متصلا من الألوان يبدأ أحد طرفيه باللون الأحمر وينتهي في الطرف الآخر باللون البنفسجي، ويسمى الطيف. كذلك إذا حللت الضوء المنبعث من نجم، فسترى طيفا، لكن قوة الألوان قد لا تتساوى فيه فكلما كانت حرارة النجم أقل، على سبيل المثال، زاد احمرار النجم (وطيفه). وتبلغ درجة حرارة نجم منكب الجوزاء (في كوكبة الجبار) 2000 كلفن فقط؛ وهو أحد النجوم الأكثر احمرارًا في السماء. على الناحية الأخرى، تبلغ درجة حرارة نجم المرزم والذي يقع كذلك في كوكبة الجبار 28,000 كلفن، ومن ثم فإنه أحد ألمع النجوم وأكثرها زرقةً في السماء وكثيرًا ما يطلق عليه أيضًا نجم الأمازون.

وبإلقاء نظرة عن كثب على الأطياف النجمية، تظهر فجوات ضيقة حيث تتقلص الألوان، أو تنعدم تمامًا، وهو ما نطلق عليه خطوط الامتصاص. ويوجد في طيف الشمس آلاف من خطوط الامتصاص هذه وتنتج هذه الخطوط عن كثرة العناصر المختلفة الموجودة في الأغلفة الجوية للنجوم. تتكون الذرات، كما تعرف، من نويات وإلكترونات. وليس للإلكترونات أي طاقة، وإنما مستويات طاقة مختلفة، ولا يمكن أن يكون لها طاقة فيما بين هذه المستويات المختلفة. بعبارة أخرى، طاقة الإلكترونات «مكماة» – وهو التعبير الذي نشأت منه ميكانيكا الكم.

تحتوي ذرة الهيدروجين المحايدة على إلكترون واحد؛ فإذا اصطدم بها الضوء، يقفز هذا الإلكترون من مستوى طاقة إلى مستوى طاقة أعلى من خلال امتصاص فوتون. لكن نظرًا لتكمية مستويات الطاقة للإلكترون، فإن هذا لا يمكن أن يحدث مع فوتونات بأي مقدار طاقة؛ وإنما يحدث فقط مع الفوتونات ذات الطاقة المناسبة (بالتردد والطول الموجي المناسب تماماً) لهذا الإلكترون لكي يقفز قفزة كمية من مستوى طاقة إلى مستوى طاقة أعلى. تؤدي هذه العملية (التي يُطلق عليها الامتصاص الرنيني) إلى التهام تلك الفوتونات ومن ثم تسبب فجوة عند ذلك التردد (فقدان اللون) من الطيف المتصل، وهو ما نطلق عليه خط الامتصاص.

يُنتج الهيدروجين أربعة خطوط امتصاص (عند أطوال موجية أو ألوان معروفة على وجه الدقة) في الجزء المرئي من الطيف النجمي. ومن الممكن أن تُحدث معظم العناصر خطوطًا أكثر كثيرًا، نظرًا لأنها تحتوي على عدد أكبر من الإلكترونات مقارنة بذرة الهيدروجين. في الواقع لكل عنصر مجموعة فريدة من خطوط الامتصاص، والتي تعادل البصمة. نعلم ذلك تمام العلم من خلال دراسة تلك الخطوط وقياسها في المختبر. ومن ثم، بدراسة خطوط الامتصاص في الطيف النجمي دراسة ممعنة، يمكننا معرفة العناصر الموجودة في الغلاف الجوي لكل نجم.

ومع ذلك، عند ابتعاد النجم عنا، تؤدي الظاهرة المعروفة بانزياح دوبلر إلى انزياح طيف النجم بالكامل بما في ذلك خطوط الامتصاص إلى الجزء الأحمر من الطيف (وهو ما نطلق عليه الانزياح الأحمر). وعلى النقيض، إذا انزاح الطيف النجمي نحو الجزء الأزرق من النجم، نعرف أن النجم يقترب منا وعند قياس مقدار الانزياح في الطول الموجي لخطوط الامتصاص النجمية بدقة يمكننا حساب السرعة التي يتحرك بها النجم سواء أكان مبتعدا عنا أم مقتربا منا.

على سبيل المثال إذا راقبنا نظامًا ثنائيًا، نجد أن كل نجم من نجمي النظام يتحرك صوبنا خلال دورانه في النصف الأول من مداره، ثم يتحرك مبتعدا عنا خلال دورانه في النصف الآخر، فيما يفعل النجم الآخر العكس تماما. فإذا كان كلا النجمين ساطعا بما يكفي، فسنرى في طيفهما خطوط امتصاص منزاحة نحو الأحمر ونحو الأزرق. وهو ما يدل على أننا نرى نظامًا نجميًّا ثنائيًا. لكن خطوط الامتصاص تتحرك على طول الطيف نظرًا للحركة المدارية للنجوم. فمثلا، إذا كانت الفترة المدارية عشرين عاما. فإن كل خط امتصاص يقوم برحلة كاملة تستغرق عشرين عامًا (عشرة أعوام في الانزياح نحو الأحمر، وعشر أعوام في الانزياح نحو الأزرق).

فإذا لم يكن بإمكاننا سوى رؤية خطوط امتصاص منزاحة نحو الأحمر فقط (أو نحو الأزرق فقط)، فسنعرف أننا ننظر إلى نظام ثنائي إذا كانت خطوط الامتصاص تتحرك في الطيف جيئة وذهابا وبقياس الزمن الذي تستغرقه الخطوط لإتمام دورة كاملة، سنعرف الفترة المدارية للنجم. فمتى يمكن أن يحدث ذلك؟ حين يكون أحد النجمين خافتًا لدرجة تحول دون رؤيته من الأرض في الضوء المرئي.