Эффект Вильсона – Баппу

K-линейчатый спектр KW 326, карликовой звезды в рассеянном скоплении Презепе. Линия очень широкая и очень глубокая, и берет свое начало в фотосфере, как и любая другая линия поглощения. На него накладывается еще несколько линий. В центре излучение самой линии K, имеющей место в хромосфере.

Увеличьте ядро ​​излучения. W ₀ определяется как разница в длине волны между точками по обе стороны от излучения при средней интенсивности между минимумом K1 и максимумом K2.

Линия Ca II K в холодных звездах - одна из самых сильных эмиссионных линий, возникающих в хромосфере звезды . В 1957 годе Олин С. Уилсон и МК Вайн Бап сообщили о замечательной корреляции между измеренной шириной вышеупомянутой линии излучения и абсолютной визуальной величиной от звезды . ^[1] Это известно как эффект Вильсона – Баппу . Корреляция не зависит от спектрального типа и применима к звездной классификации типов главной последовательности G , K и красного гиганта.тип М. Чем больше полоса излучения, тем ярче звезда, что эмпирически коррелирует с расстоянием.

Основной интерес эффекта Вильсона – Баппу заключается в его использовании для определения расстояния до звезд, слишком удаленных для прямых измерений. Его можно изучить с помощью ближайших звезд, для которых возможны независимые измерения расстояний, и его можно выразить в простой аналитической форме. Другими словами, эффект Вильсона – Баппу можно откалибровать по звездам в пределах 100 парсек от Солнца. Ширина эмиссионного ядра линии K ( W ₀ ) может быть измерена в далеких звездах, поэтому, зная W ₀ и аналитическую форму, выражающую эффект Вильсона – Баппу, мы можем определить абсолютную звездную величину . Расстояние до звезды сразу 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 проведена в 1999 г. Валлерстайном и др. ^[2] В более поздних работах также использовались измерения W ₀ на спектрах с высоким разрешением, снятых с помощью ПЗС , но на меньшем образце.

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

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

Ошибка данных, однако, довольно велика: около 0,5 магн., Что делает эффект слишком неточным, чтобы значительно улучшить лестницу космических расстояний . Еще одно ограничение связано с тем, что измерение W ₀ у далеких звезд очень сложно, требует длительных наблюдений на больших телескопах. Иногда на эмиссионную деталь в ядре линии K влияет межзвездное поглощение . В этих случаях точное измерение W ₀ невозможно.

Эффект Вильсона – Баппу справедлив и для линии k Mg II. ^[4] Однако k-линия Mg II находится на 2796,34 Å в ультрафиолете , и, поскольку излучение на этой длине волны не достигает поверхности Земли, его можно наблюдать только с помощью спутников, таких как International Ultraviolet Explorer .

В 1977 году Стенсель опубликовал спектроскопический обзор, который показал, что эмиссионные особенности крыльев, наблюдаемые в широких крыльях линии K среди звезд позднего типа с более высокой светимостью, имеют корреляцию ширины линии и M _v, аналогичную эффекту Вильсона – Баппу. ^[5]

Ссылки [ править ]