Wilson-Bappu-effekten

K-linjespektrum för KW 326, en dvärgstjärna i Praesepe öppna kluster. Linjen är mycket bred och mycket djup, och den har sitt ursprung i fotosfären, precis som alla andra absorptionslinjer. Flera andra rader är överlagrade på den. I mitten, emissionen på grund av själva K-linjen, som sker i kromosfären.

₀ Zooma på emissionskärnan. W definieras som skillnaden i våglängd mellan punkterna på vardera sidan av emissionen vid en genomsnittlig intensitet mellan K1 minimum och K2 maximum

Ca II K-linjen i kalla stjärnor är bland de starkaste emissionslinjerna som har sitt ursprung i stjärnans kromosfär . År 1957 Olin C. Wilson och MK Vainu Bappu om den anmärkningsvärda korrelationen mellan den uppmätta bredden av den tidigare nämnda emissionslinjen och stjärnans absoluta visuella magnitud . Detta är känt som Wilson-Bappu-effekten . Korrelationen är oberoende av spektraltyp och är tillämplig på stjärnklassificeringens huvudsekvenstyper G , K , och Röd jätte typ M. Ju större emissionsbandet är, desto ljusare stjärnan, som är korrelerad med avståndet empiriskt.

₀ Det huvudsakliga intresset för Wilson-Bappu-effekten är dess användning för att bestämma avståndet till stjärnor som är för långt borta för direkta mätningar. Det kan studeras med hjälp av närliggande stjärnor, för vilka oberoende avståndsmätningar är möjliga, och det kan uttryckas i en enkel analytisk form. Med andra ord kan Wilson-Bappu-effekten kalibreras med stjärnor inom 100 parsecs från solen. Bredden på emissionskärnan för K-linjen ( W ₀ ) kan mätas i avlägsna stjärnor, så, med kunskap om W och den analytiska form som uttrycker Wilson-Bappu-effekten, kan vi bestämma en stjärnas absoluta magnitud . Avståndet till en stjärna följer omedelbart av kunskapen om både absolut och skenbar magnitud , förutsatt att stjärnans interstellära rodnad är antingen försumbar eller välkänd.

₀ Den första kalibreringen av Wilson-Bappu-effekten med avstånd från Hipparcos parallaxer gjordes 1999 av Wallerstein et al. Ett senare arbete använde också W- mätningar på högupplösta spektra tagna med CCD , men ett mindre prov.

₀ Enligt den senaste kalibreringen är förhållandet mellan absolut visuell magnitud (M _v ) uttryckt i magnituder och W , transformerat i km/s, följande:

$M_{V}=33.2-18.0\log(W_{0})$

₀₀ Datafelet är dock ganska stort: ​​cirka 0,5 mag, vilket gör effekten för oprecis för att avsevärt förbättra den kosmiska avståndsstegen . En annan begränsning kommer från det faktum att mätningen av W i avlägsna stjärnor är mycket utmanande, kräver långa observationer vid stora teleskop. Ibland påverkas emissionsfunktionen i kärnan av K-linjen av det interstellära utdöendet . I dessa fall är en exakt mätning av W inte möjlig.

Wilson-Bappu-effekten är också giltig för Mg II k-linjen. Mg II k-linjen är dock på 2796,34 Å i ultraviolett ljus , och eftersom strålningen vid denna våglängd inte når jordens yta kan den endast observeras med satelliter som International Ultraviolet Explorer .

År 1977 publicerade Stencel en spektroskopisk undersökning som visade att vingemissionsegenskaperna som ses i de breda vingarna på K-linjen bland stjärnor med högre ljusstyrka, delar en korrelation mellan linjebredd och Mv som liknar Wilson-Bappu- _effekten .