ウィルソン・バップ効果

冷たい恒星のCa II K線は、恒星の彩層に由来する最も強い輝線の一つである。1957年、Olin C. WilsonとMK Vainu Bappuは、前述の輝線の測定された幅と恒星の絶対視等級との間に顕著な相関関係があることを報告した。^{[1]これは、}ウィルソン・バップ効果 として知られている。この相関関係はスペクトル型に依存せず、主系列G型、K型、赤色巨星M型の恒星分類に適用できる。輝線の幅が大きいほど恒星は明るく、経験的に距離と相関している。

ウィルソン・バップ効果の主な関心は、直接測定するには遠すぎる星までの距離の測定に利用することにあります。ウィルソン・バップ効果は、独立した距離測定が可能な近くの星を使って研究することができ、簡単な解析形式で表現することができます。言い換えれば、ウィルソン・バップ効果は、太陽から 100パーセク以内の星で較正することができます。K 線の放射コアの幅 ( W ₀ ) は遠くの星で測定できるため、 W ₀とウィルソン・バップ効果を表す解析形式がわかれば、星の絶対等級を決定できます。星の星間赤化が無視できるか十分にわかっている 限り、絶対等級と見かけの等級の両方がわかれば、星までの距離はすぐにわかります。

ヒッパルコス視差からの距離を用いたウィルソン・バップ効果の最初の較正は、1999年にウォーラースタインらによって行われた。^[2] その後の研究では、 CCDで撮影された高解像度スペクトルのW0測定値_も使用されたが、サンプル数は少なかった。

_{最新の較正によれば、等級で表される絶対視等級 (M v} ) とkm/s に変換された W ₀の関係は次のようになります。

${\displaystyle M_{V}=33.2-18.0\log(W_{0})}$ ^[3]

しかし、データ誤差は約 0.5 等級と非常に大きく、宇宙距離ラダーを大幅に改善するには効果が不正確すぎる。もう 1 つの制限は、遠方の星の W ₀の測定が非常に困難で、大きな望遠鏡で長時間の観測が必要になるという事実から生じます。K 線の中心にある放射特性が星間減光の影響を受けることがあります。このような場合、W ₀を正確に測定することはできません。

ウィルソン・バップ効果はMg II k線にも当てはまります。^[4]しかし、Mg II k線は紫外線の2796.34Åにあり、この波長の放射線は地球の表面に到達しないため、国際紫外線探索衛星などの衛星でのみ観測できます。

1977年、ステンセルは分光調査を発表し、高光度晩期型星のK線の広い翼に見られる翼の放射特性は、ウィルソン・バップ効果に似た線幅とMvの相関関係を共有していることを_確認した。^[5]