KW 326,是在疏散星团蜂巢星团的一颗矮星,的K线光谱。这条线非常深也非常宽,它像其他的谱线一样,也是发源于光球层。其它几条谱线被叠加来做对比。在中间是来自色球层的K线发射线本身。
核心发射的放大。W0被定义为放发射线两侧边波长的K1极小值和K2极大值平均强度中间点的差值。

钙II K线是低温恒星的吸收谱线中最明显的一条谱线。一条来自色球层的微弱发射线存在于中心。在1957年,奥林·威尔逊和M. K. 巴甫报告前述发射谱线的宽度和恒星绝对星等之间有值得注意的相互关系[1],这就是所谓的威尔逊-巴甫效应。这种相互关系独立于恒星光谱之外,适用于恒星类型G型K型、和M-型。吸收线越宽,则恒星越明亮。

威尔逊-巴甫效应令人感兴趣的是它作为距离显示器的潜力,以下是事实的成果:

  • 威尔逊-巴甫效应可以用于研究邻近的恒星,使独立的测量距离是可行的,并且它可以用简单的分析型式表达。换句话说,它可以校准距离太阳100秒差距内的距离;
  • 在中心的发射线K线 ( W0) 的宽度可以测量遥远恒星的距离;
  • 知道W0和分析威尔逊-巴甫效应表现的型式,我们可以测量出恒星的绝对星等
  • 从绝对星等和视星等的知识可以立即知道距离,可以提供被忽略或已经知道的星际红化

Wallerstein等人在1999年首度使用威尔逊-巴甫效应校准来自依巴谷卫星视差的距离[2]。最新的做法是使用CCD在更小的样本上取得高解析的光谱测量W0。

根据最新的定标,绝对星等 (M_V) 展开的数值和W0之间的关联性,转换成速度 (Km/s),如下所示:

M_V=33.2-18.0 log(W0) [3]

但是这种关联性树据点的分散度仍然相当大:大约是0.5等,是这种效应的精确度不足以有效的改善宇宙距离尺度。另一个限制来自测量遥远恒星的W0非常富有挑战性,需要大望远镜长期的观测。有时候在K线中心的发射线特征会受到星际消光线的影响。在这些情况下要精确的测量W0是不可能的。

威尔逊-巴甫效应也可以用在镁 II K线[4]。但是,镁 II k线的波长是2796.34 Å,这种波长无法抵达地球表面,它只能用紫外线卫星,像是国际紫外线探测者卫星 (IUE),观测。

在1977年,Stencel发表了第一次的光谱巡天观测,显示较明亮的晚期型恒星K线有宽广的翼,分享了谱线宽和绝对星等有相似于威尔逊-巴甫效应的相互关系[5]

参考资料

  1. ^ Wilson O.C.; Bappu, V. (1957) "H and K Emission in Late-Type Stars: Dependence of Line Width on Luminosity and Related Topics." Astrophysical Journal, vol. 125, p.661
  2. ^ Wallerstein, G.; Machado-Pelaez, L.; Gonzalez, G. (1999), "The CaII-M_v Correlation (Wilson-Bappu Effect) Calibrated by HIPPARCOS Parallaxes", The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 111, 335
  3. ^ Pace, G.; Pasquini, L.; Ortolani, S. (2003), "The Wilson-Bappu Effect, A tool to determine stellar distances", Astronomy & Astrophysics,401,997
  4. ^ Cassatella, A.; Altamore, A.; Badiali, M.; Cardini, D. (2001), "On the Wilson-Bappu relationship in the Mg II k line", Astronomy and Astrophysics, 374, 1085
  5. ^ Stencel, R. E. (2009) "The Wilson-Bappu Effect - 50 Years Later", ASP Conference Series,412, 251