El paralaje espectroscópico o ajuste de secuencia principal [1] es un método astronómico para medir las distancias a las estrellas.
A pesar de su nombre, no se basa en el efecto de paralaje geométrico . La técnica de paralaje espectroscópico se puede aplicar a cualquier estrella de secuencia principal para la que se pueda registrar un espectro . El método depende de que la estrella sea lo suficientemente brillante como para proporcionar un espectro medible, lo que a partir de 2013 limita su alcance a unos 10.000 parsecs . [2]
Para aplicar este método, se debe medir la magnitud aparente de la estrella y conocer el tipo espectral de la misma. El tipo espectral se puede determinar observando el espectro de la estrella. Si la estrella se encuentra en la secuencia principal, según lo determinado por su clase de luminosidad , el tipo espectral de la estrella proporciona una buena estimación de la magnitud absoluta de la estrella . Conociendo la magnitud aparente (m) y la magnitud absoluta (M) de la estrella, se puede calcular la distancia (d, en parsecs) de la estrella utilizando (ver módulo de distancia ). La distancia real a la estrella puede ser diferente a la calculada debido a la extinción interestelar . [3]
El método deriva en última instancia de los estudios espectroscópicos de manchas solares y estrellas realizados por Walter Sydney Adams y Ernst Arnold Kohlschütter . [4]
El método es un paso importante en la escalera de la distancia cósmica .
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