Эффект Вильсона-Баппу

Спектр K-линий KW 326, карликовой звезды в рассеянном скоплении Пресепе. Линия очень широкая и очень глубокая и берет свое начало в фотосфере, как и любая другая линия поглощения. На него наложено несколько других строк. В центре — излучение самой К-линии, происходящее в хромосфере.

Увеличьте эмиссионное ядро. W ₀ определяется как разница длин волн между точками по обе стороны от излучения при средней интенсивности между минимумом K1 и максимумом K2.

Линия Ca II K в холодных звездах является одной из самых сильных эмиссионных линий звезды , берущих начало в хромосфере . В 1957 году Олин К. Уилсон депутат К. Вайну Баппу сообщили о замечательной корреляции между измеренной шириной вышеупомянутой эмиссионной линии и абсолютной визуальной величиной звезды и . Это известно как эффект Вильсона-Баппу . Корреляция не зависит от спектрального класса и применима к звездной классификации типов главной последовательности G , K и типа красного гиганта M. Чем больше полоса излучения, тем ярче звезда, что эмпирически коррелирует с расстоянием.

Основной интерес эффекта Вильсона-Баппу заключается в его использовании для определения расстояний до звезд, слишком удаленных для прямых измерений. Ее можно изучать по близким звездам, до которых возможны независимые измерения расстояний, и выразить ее в простой аналитической форме. Другими словами, эффект Вильсона-Баппу можно калибровать по звездам, расположенным в пределах 100 парсеков от Солнца. Ширину эмиссионного ядра линии K ( W ₀ ) можно измерить у далеких звезд, поэтому, зная W ₀ и аналитическую форму, выражающую эффект Вильсона-Баппу, мы можем определить абсолютную звездную величину звезды. Расстояние до звезды непосредственно следует из знания как абсолютной, так и видимой величины , при условии, что межзвездное покраснение звезды либо незначительно, либо хорошо известно.

Первая калибровка эффекта Вильсона-Баппу с использованием расстояния от параллаксов Hipparcos была сделана в 1999 году Валлерштейном и др. В более поздней работе также использовались измерения W ₀ на спектрах высокого разрешения, полученных с помощью ПЗС-матрицы , но на выборке меньшего размера.

Согласно последней калибровке, соотношение между абсолютной визуальной величиной (M _v ), выраженной в звездных величинах, и W ₀ , преобразованной в км/с, следующее:

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

Ошибка данных, однако, довольно велика: около 0,5 магнитной величины, что делает эффект слишком неточным, чтобы можно было значительно улучшить лестницу космических расстояний . Другое ограничение связано с тем, что измерение W ₀ у далеких звезд очень сложно и требует длительных наблюдений на больших телескопах. Иногда на эмиссионную особенность в ядре К-линии влияет межзвездное поглощение . В этих случаях точное измерение W ₀ невозможно.

Эффект Вильсона–Баппу справедлив и для k-линии Mg II. Однако k-линия Mg II находится на длине волны 2796,34 Å в ультрафиолетовом диапазоне , и поскольку излучение на этой длине волны не достигает поверхности Земли, его можно наблюдать только с помощью таких спутников, как International Ultraviolet Explorer .

В 1977 году Стенсель опубликовал спектроскопический обзор, который показал, что эмиссионные особенности крыльев, наблюдаемые в широких крыльях K-линии среди звезд позднего типа с более высокой светимостью, имеют общую корреляцию ширины линии и M _v, аналогичную эффекту Вильсона-Баппу.