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Determinação de distâncias espectroscópicas

Uma das aplicações mais importantes do diagrama HR é a determinação de distâncias estelares. Suponha, por exemplo, que uma determinada estrela tem um espectro que indique que ela está na seqüência principal e tem tipo espectral G2. Sua luminosidade então pode ser encontrada a partir do diagrama HR, e será em torno de $ 1 L_\odot$ (M = +5). Conhecendo-se sua magnitude aparente, sua distância pode ser conhecida a partir do seu módulo de distância

$(m - M) = -5 + 5 \log d \longrightarrow d = 10^{(m-M+5)/5}$

onde (m-M) é o módulo de distância, e

m = magnitude aparente

M = magnitude absoluta

d = distância em parsecs.

Em geral, a classe espectral sozinha não é suficiente para se conhecer a luminosidade da estrela de forma única. É necessário conhecer também sua classe de luminosidade. Por exemplo, um estrela de tipo espectral G2 pode ter uma luminosidade de $ 1\, L_\odot$, se for da seqüência principal, ou de $ 10 \,L_\odot$ (M = 0), se for uma gigante, ou ainda de $ 100 \,L_\odot$ (M = -5), se for uma supergigante.

Esta maneira de se obter as distâncias das estrelas, a partir do seu tipo espectral e da sua classe de luminosidade, é chamada método das paralaxes espectroscópicas.

Seqüência Principal
Tipo (B - V)0 (U - B)0 Tef C.B. MV Massa (Massa_{Sol})
O5 -0,35 -1,15 40000 4,00 -5,8 120
B0 -0,31 -1,06 28000 2,80 -4,1 17
B5 -0,16 -0,55 15500 1,50 -1,1 6
A0 0,00 -0,02 9900 0,40 0,7 2,9
A5 0,13 0,10 8500 0,12 2,0 2,2
F0 0,27 0,07 7400 0,06 2,6 1,6
F5 0,42 0,03 6580 0,00 3,4 1,25
G0 0,58 0,05 6030 0,03 4,4 1,1
G5 0,70 0,19 5520 0,07 5,1 0,9
K0 0,89 0,47 4900 0,19 5,9 0,8
K5 1,18 1,10 4130 0,60 7,3 0,65
M0 1,45 1,18 3480 1,19 9,0 0,5
M5 1,63 1,20 2800 2,30 11,8 0,15


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Modificada em 1999-01-25