Wilson – Bappuův efekt - Wilson–Bappu effect

Spektrum linie K KW 326, trpasličí hvězda v otevřené hvězdokupě Praesepe. Linie je velmi široká a velmi hluboká a pochází z fotosféry, stejně jako kterákoli jiná absorpční linie. Je na něm položeno několik dalších řádků. Ve středu je emise způsobená samotnou linií K, která probíhá v chromosféře.

Přiblížit emisní jádro. Ž₀ je definován jako rozdíl vlnové délky mezi body na obou stranách emise při průměrné intenzitě mezi minimem K1 a maximem K2

The Linie Ca II K. v chladných hvězdách patří mezi nejsilnější emisní potrubí který pochází z hvězdy chromosféra. V roce 1957 Olin C. Wilson a M. K. Vainu Bappu informoval o pozoruhodné korelaci mezi naměřenou šířkou výše uvedené emisní čáry a absolutní vizuální velikost z hvězda.^[1] Toto je známé jako Wilson – Bappuův efekt. Korelace je nezávislá na spektrálním typu a je použitelná pro hvězdná klasifikace hlavní typy sekvencí G, K., a Červený obr typ M. Čím větší je emisní pásmo, tím jasnější je hvězda, což empiricky souvisí se vzdáleností.

Hlavním zájmem efektu Wilson – Bappu je jeho použití pro určování vzdálenosti hvězd příliš vzdálených pro přímá měření. Lze jej studovat pomocí blízkých hvězd, pro které je možné nezávislé měření vzdálenosti, a lze jej vyjádřit v jednoduché analytické formě. Jinými slovy, efekt Wilson – Bappu lze kalibrovat s hvězdami do 100 parsecs ze slunce. Šířka emisního jádra linie K ( Ž₀ ) lze měřit ve vzdálených hvězdách, takže při znalosti W₀ a analytickou formu vyjadřující efekt Wilson – Bappu můžeme určit absolutní velikost hvězdy. Vzdálenost hvězdy bezprostředně vyplývá ze znalosti absolutní i zdánlivá velikost, za předpokladu, že mezihvězdné zčervenání hvězdy je buď zanedbatelný, nebo dobře známý.

První kalibrace efektu Wilson – Bappu pomocí vzdálenosti od Hipparcos paralaxy byly vyrobeny v roce 1999 Wallersteinem a kol.^[2] Pozdější práce také využila W₀ měření na spektrech s vysokým rozlišením pořízená pomocí CCD, ale menší vzorek.

Podle poslední kalibrace je vztah mezi absolutní vizuální velikostí (M_proti) vyjádřeno v magnitudách a W₀, transformované v km / s, je následující:

${displaystyle M_ {V} = 33,2-18,0log (W_ {0})}$ ^[3]

Chyba dat je však poměrně velká: asi 0,5 mag, což činí efekt příliš nepřesným, aby výrazně zlepšil žebřík kosmické vzdálenosti. Další omezení vyplývá ze skutečnosti, že měření W₀ ve vzdálených hvězdách je velmi náročné, vyžaduje dlouhé pozorování na velkých dalekohledech. Někdy je emisní vlastnost v jádru linie K ovlivněna mezihvězdný zánik. V těchto případech přesné měření W₀ není možné.

Efekt Wilson – Bappu platí také pro linii Mg II k.^[4] Linka Mg II k je však na 2796,34 Å v ultrafialový, a protože záření při této vlnové délce nedosahuje zemského povrchu, lze jej pozorovat pouze pomocí satelitů, jako je Mezinárodní průzkumník ultrafialového záření.

V roce 1977 publikoval Stencel spektroskopický průzkum, který ukázal, že emisní vlastnosti křídla pozorované v širokých křídlech linie K mezi hvězdami pozdního typu s vyšší svítivostí sdílejí korelaci šířky čáry a M_proti podobný efektu Wilson – Bappu.^[5]

Reference