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 | ||
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Clase
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Tipo de estrella |
Ejemplo |
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0
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Super gigante extremadamente luminosa |
S Doradi |
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Ia
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Super gigante lumisosa |
Rigel |
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Ib
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Super gigante menos luminosa |
Antares |
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II
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Gigante luminosa |
Polaris |
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III
|
Gigante |
Arcturus |
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IV
|
Subgigante |
Procyon |
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V
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Secuencia principal (enana) |
Sol |
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VI
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Subenana |
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wd
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Enana blanca |
Sirius B |
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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:
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(9.5) |
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Para estrellas remotas, el paralaje espectroscópico provee distancias confiables hasta 7 kpc.
