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低温星のCa II K線は、星の彩層に由来する中心部に輝線を示す強い光球吸収線です。1957年、Olin C. WilsonとMK Vainu Bappuは、この輝線中心部の測定された幅と星の絶対等級との間の顕著な相関関係について報告しました。[ 1 ]この関係は現在、Wilson-Bappu効果として知られています。この相関関係はスペクトル型とは無関係であり、恒星分類の主系列型G、K、および赤色巨星型Mに適用できます。輝線バンド幅が大きいほど星は明るくなり、距離との経験的な相関関係が得られます。
ウィルソン・バップ効果は、標準光源としての可能性から、過去に注目を集めた。この方法は、距離の独立した測定値が利用可能な近傍の恒星を用いて較正することができ、その関係を単純な解析形式で表現することが可能となる。歴史的に、ウィルソン・バップ効果は太陽から100パーセク以内の恒星を用いて較正されてきた。
較正が完了すれば、遠方の恒星におけるK線の輝線コアの幅（W₀ ）を測定できる。W₀とウィルソン・バップ効果の解析式から、恒星の絶対等級を決定できる。恒星間赤化が無視できるほど小さいか、あるいはよく分かっている場合、絶対等級と見かけの等級の両方が分かれば、距離は直ちに求められる。
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 ] 。後の研究でも、 CCD検出器で取得した高解像度スペクトルのW0測定値が使用されたが、サンプル数は少なかった。
最新の較正によると、絶対視等級（M v）（等級で表される）とW 0（km/sで表される）の関係は次のようになります。
観測誤差はかなり大きく、典型的な誤差は約0.5等級です。そのため、この効果は宇宙距離梯子を大幅に改善するには精度が低すぎます。もう一つの制約は、遠方の恒星におけるW0の測定が非常に困難であり、大型望遠鏡による長時間の観測が必要であるという事実から生じます。さらに、K線の中心部の放射特性は星間減光の影響を受ける可能性があります。このような場合、W0の正確な測定は不可能です。
ウィルソン・バップ効果はMg II k線にも適用されます。[ 4 ]しかし、Mg II k線は紫外線の2796.34 Åに位置し、この波長の放射線は地球の表面に到達しないため、国際紫外線探査機などの宇宙ベースの機器でのみ観測できます。
1977年、ステンセルは、高光度晩期型星のK線の広い翼に見られる翼状放射の特徴が、線幅とMvの間にウィルソン・バップ効果と同様の相関関係を持つことを示す分光学的調査を発表した。[ 5 ]
