Paralaje espectroscópico

En 1956, O. C. Wilson y M. K. Vainu Bappu, descubrieron que algunas estrellas tienen características específicas en sus espectros, que permiten calcular su magnitud absoluta y, por lo tanto, su distancia. Por ejemplo, la línea de absorción K del calcio, que es ancha y alcanza un máximo en estrellas K0. En estrellas G, K y M, una línea de emisión aparece centradea en la línea de absorción K. El ancho de esta línea esta correlacionado con la magnitud visual absoluta MV. Este efecto, el efecto Wilson-Bappu, es válido para estrellas de magnitud mayor que 15.

En general, una vez que tengamos el tipo espectral y la clase de luminosidad de una estrella podemos calcular su magnitud absoluta y, por lo tanto, su distancia. Éste es el método de paralaje espectroscópico.

En el sistema MK, desarollado por W. W. Morgan (1906-1994) and P. C. Keenan (1908-), las estrellas son clasificada en clases de luminosidad que van de I hasta VI.

Tabla 9.1: Clases de luminosidad en el sistema MK
Clase

Tipo de estrella

Ejemplo

0

Super gigante extremadamente luminosa

S Doradi

Ia

Super gigante lumisosa

Rigel

Ib

Super gigante menos luminosa

Antares

II

Gigante luminosa

Polaris

III

Gigante

Arcturus

IV

Subgigante

Procyon

V

Secuencia principal (enana)

Sol

VI

Subenana

wd

Enana blanca

Sirius B

 

Figura 9.6: Diagrama HR mostrando la relación entre tipo espectral, clase de luminosidad y magnitud absoluta.

Ejemplo: Una estrella de la secuencia principal, con tipo espectral A5, tiene una magnitud aparente . Siguiendo la figura 9.6, su magnitude absoluta es . Por lo tanto, su distancia en parsecs es:

(9.5)

Para estrellas remotas, el paralaje espectroscópico provee distancias confiables hasta 7 kpc.