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La paralaje espectroscópica
Para distancias inferiores a unos 100 pc (+/-)
podemos determinar directamente la distancia a
estrellas aisladas mediante el método de la paralaje
anual.
¿Podemos estimar de algún modo la distancia a
estrellas aisladas que se encuentren más alejadas?
De una estrella obtenemos información a partir de
su espectro. El que aparezcan unas líneas
espectrales u otras nos está diciendo que en la
atmósfera de la estrella hay unos u otros
elementos químicos en diferentes estados de
ionización. Esto depende directamente de la
temperatura de la estrella y por lo tanto de su tipo
espectral.
Ya sabemos la composición de la atmósfera
estelar y la temperatura a la que está (el tipo
espectral de la estrella - color)
Por otra parte, la anchura de las líneas espectrales
nos permite distinguir entre dos estrellas de igual
tipo espectral (misma temperatura superficial y
mismas líneas espectrales). Cuanto más enana
sea la estrella, más gravedad en la superficie, más
velocidad en los elementos que producen
absorción y líneas más anchas.
Estrellas de tipo M V (líneas de absorción de moléculas)
Estrellas de tipo G V (líneas de absorción de átomos
metálicos neutros e ionizados)
Estrellas de tipo O – B V (líneas de absorción de Helio
neutro e ionizado)
Así, obteniendo el espectro de una estrella podemos
saber qué posición ocupa en el diagrama HR y
estimar su luminosidad i.e. su magnitud absoluta (M).
Estrella G5, clase de
luminosidad I (supergigante)
Estrella G5, clase de
luminosidad III (gigante)
Estrella G5, clase de
luminosidad V (enana). ¡Sol!
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Por último, midiendo la magnitud aparente (m) con la
que vemos esa estrella desde la Tierra y habiendo
determinado su magnitud absoluta (M) al analizar el
espectro, podemos estimar la distancia a la que se
encuentra gracias a la ley:
D = 10 (m – M +5)/5
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