Spektroskoopilised kaksiktähed
Spektroskoopilisteks kaksikuteks nimetatakse selliseid tähesüsteeme, mille kaksiksus tuvastatakse nende spektrites esineva Doppleri nihke uurimise põhjal, sest need süsteemid on kas liiga kaugel või tähed on teineteisele liiga lähedal, et neid oleks võimalik teleskoobis visuaalselt eristada. Eelistatult on näha mõlema tähe eraldiseisvad spektrid, kuid sõltuvana süsteemi komponentide heleduste suhtest võib olla võimalik määrata ainult ühe tähe spektrit, mis ilmneb juhul, kui üks täht on teisest väga palju heledam. Mõnel juhul võivad olla kaksiksüsteemi komponendid väga erineva spektriklassiga. Näiteks kui üks tähtedest on kuum A-tüüpi täht, mille spektris domineerivad tugevad vesiniku Balmeri seeria jooned, ja teine on külm K-tüüpi täht, mille spektris esinevad esimesed molekulribad (titaanoksiid TiO). Samas esineb ka kaksiktähti, kus mõlema komponendi spektrid on väga sarnased – olenemata sellest, on võimalik kindlaks teha, et tegu on kaksiksüsteemiga. Kui tähed tiirlevad ümber ühise massikeskme, siis muutuvad vaatleja suhtes nende radiaalkiiruste komponendid, mis kajastuvad spektrites perioodiliselt muutuvate lainepikkuste näol. Sellist spektrijoonte liikumist kutsutakse Doppleri nihkeks.