Le distanze fino a qualche decina di Kiloparsec: Parallassi spettroscopiche e Parallassi dinamiche

Le distanze fino a qualche decina di Kiloparsec: Parallassi spettroscopiche e Parallassi dinamiche

Parallassi spettroscopiche

Il metodo si basa sulla possibilità di riconoscere il tipo spettrale di una stella e la classe di luminosità alla quale appartiene. In genere, noto il tipo spettrale, si risale alla luminosità misurando la larghezza delle righe di assorbimento (sistema MK).

Si è potuto notare che a parità di tipo spettrale le stelle presentano le righe di assorbimento del loro spettro più o meno allargate. Si ritiene che il fenomeno sia dovuto alla diversa pressione esercitata dal plasma che costituisce la stella. Maggiori sono le dimensioni stellari, più il plasma è rarefatto (la sua pressione è bassa) e più le righe spettrali si restringono.Una minor larghezza delle righe spettrali è dunque indice di maggiori dimensioni stellari e quindi, a parità di temperatura, di maggiore luminosità.

Parallassi dinamiche

Ad un sistema doppio visuale è possibile applicare la terza legge di Keplero

la quale, se misuriamo il semiasse maggiore a dell'orbita in UA, il periodo P in anni terrestri e le masse in unità solari, diventa

Se p è l'angolo (in secondi d'arco) sotto il quale vediamo il semiasse maggiore dell'orbita del sistema doppio, allora la sua distanza d in parsec si ottiene come

Poiché il periodo di rivoluzione è facilmente determinabile, il metodo può essere utilizzato solo se è possibile assegnare le masse alle due componenti stellari. Si tenga comunque presente che le stelle non presentano un intervallo di masse molto esteso. Inoltre, essendo la somma delle masse sotto radice cubica, un errore nell'assegnazione delle masse non incide in modo sostanziale sul risultato. Se le masse sono completamente sconosciute è possibile, al fine di stimare grossolanamente la distanza,  utilizzare un valore medio che per i sistemi doppi di stelle è .