Wilson–Bappu effect (original) (raw)
Em 1957 Olin Chaddock Wilson e relataram a notável correlação entre a largura medida da emissão característica no centro da e o da estrela. Isto é conhecido como efeito Wilson-Bappu. A correlação é independente do tipo espectral e aplicável às estrelas do tipo G, K e M. Este método é um de diversos métodos usados na .
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| dbo:abstract | Der Wilson-Bappu-Effekt ist ein physikalisch-astronomischer Effekt, der zur Distanzbestimmung von Sternen benutzt wird. Im Jahre 1957 berichteten Olin C. Wilson und M. K. Vainu Bappu die bemerkenswerte Korrelation zwischen der Breite der Emissionslinie im Zentrum von Ca II K und der absoluten Helligkeit eines Sterns. Dieser Effekt wird Wilson-Bappu-Effekt genannt. Der Effekt ist unabhängig vom Spektraltyp des Sterns und für die Spektraltypen G, K und M gültig. Diese Methode ist eine von vielen Möglichkeiten um extragalaktische Distanzen zu bestimmen. Sobald man die absoluten Helligkeiten kennt, kann man mittels der Formel die Entfernung bestimmen. Obwohl in der Theorie diese Methode die Möglichkeit besitzt, zuverlässige Distanzberechnungen für Sterne bis zu einer Entfernung von 7 Megaparsec durchzuführen, wird sie im Allgemeinen nur für Sterne mit einer Entfernung bis zu einigen hundert Kiloparseks verwendet. Wichtig ist auch, dass dies nur für Sterne mit einer Helligkeit von größer 15 mag funktioniert. (de) Dans les étoiles froides, la raie K du calcium une fois ionisé (Ca II K) est une des raies d'émission les plus fortes originaires de la chromosphère de l'étoile. L'effet Wilson-Bappu, ou plus proprement la relation de Wilson-Bappu, est la remarquable corrélation, rapportée en 1957 par Olin C. Wilson et M. K. Vainu Bappu, entre la largeur mesurée de cette raie d'émission et la magnitude visuelle absolue de l'étoile. Cette corrélation est indépendante du type spectral et est applicable aux étoiles de la séquence principale de type G (naines jaunes) et K (naines orange) ainsi qu'aux étoiles géantes de type M (géantes rouges). Plus la bande d'émission est large, plus l'étoile est brillante, ce qui est corrélé empiriquement à la distance. L'intérêt principal de l'effet Wilson-Bappu réside dans les faits suivants : * l'effet Wilson-Bappu peut être étudié sur des étoiles proches, pour lesquelles la distance peut être obtenue par des méthodes indépendantes, et il peut être exprimé sous une forme analytique simple. En d'autres termes, l'effet Wilson-Bappu peut être étalonné avec des étoiles situées à moins de 100 parsecs du Soleil ; * la largeur du cœur de l'émission de la raie K (W0) peut être mesurée pour des étoiles lointaines ; * en connaissant W0 et la forme analytique exprimant l'effet Wilson-Bappu, il est possible de déterminer la magnitude absolue d'une étoile * la distance de cette étoile peut être immédiatement déduite de la connaissance des magnitudes apparente et absolue, à condition que le rougissement interstellaire soit négligeable ou bien connu. (fr) The Ca II K line in cool stars is among the strongest emission lines which originates in the star's chromosphere. In 1957, Olin C. Wilson and M. K. Vainu Bappu reported on the remarkable correlation between the measured width of the aforementioned emission line and the absolute visual magnitude of the star. This is known as the Wilson–Bappu effect. The correlation is independent of spectral type and is applicable to stellar classification main sequence types G, K, and Red giant type M. The greater the emission band, the brighter the star, which is correlated with distance empirically. The main interest of the Wilson–Bappu effect is in its use for determining the distance of stars too remote for direct measurements. It can be studied using nearby stars, for which independent distance measurements are possible, and it can be expressed in a simple analytical form. In other words, the Wilson–Bappu effect can be calibrated with stars within 100 parsecs from the Sun. The width of the emission core of the K line (W0) can be measured in distant stars, so, knowing W0 and the analytical form expressing the Wilson–Bappu effect, we can determine the absolute magnitude of a star. The distance of a star follows immediately from the knowledge of both absolute and apparent magnitude, provided that the interstellar reddening of the star is either negligible or well known. The first calibration of the Wilson–Bappu effect using distance from Hipparcos parallaxes was made in 1999 by Wallerstein et al. A later work also used W0 measurements on high-resolution spectra taken with CCD, but a smaller sample. According to the latest calibration, the relation between absolute visual magnitude (Mv) expressed in magnitudes and W0, transformed in km/s, is the following: The data error, however, is quite large: about 0.5 mag, rendering the effect too imprecise to significantly improve the cosmic distance ladder. Another limitation comes from the fact that the measurement of W0 in distant stars is very challenging, requires long observations at big telescopes. Sometimes the emission feature in the core of the K line is affected by the interstellar extinction. In these cases an accurate measurement of W0 is not possible. The Wilson–Bappu effect is also valid for the Mg II k line. However, the Mg II k line is at 2796.34 Å in the ultraviolet, and since the radiation at this wavelength does not reach the earth's surface it can only be observed with satellites such as the International Ultraviolet Explorer. In 1977, Stencel published a spectroscopic survey that showed that the wing emission features seen in the broad wings of the K line among higher luminosity late type stars, share a correlation of line width and Mv similar to the Wilson–Bappu effect. (en) Em 1957 Olin Chaddock Wilson e relataram a notável correlação entre a largura medida da emissão característica no centro da e o da estrela. Isto é conhecido como efeito Wilson-Bappu. A correlação é independente do tipo espectral e aplicável às estrelas do tipo G, K e M. Este método é um de diversos métodos usados na . (pt) Эффект Вилсона-Баппа — наблюдательная зависимость между абсолютной звездной величиной в фильтре V (MV) и полушириной эмисионных линий K1 и К2 ионизированного кальция Ca II в их атмосфере, центрированной на 3933.7 А. Открыт в 1957 году Олин Чаддок Уилсон и Вайну Баппу. Основной интерес представляет в качестве стандартной свечи при построении шкалы расстояний. Современный вид следующий: , где W0 — ширина линии выраженная в ангстремах. (ru) 是低溫恆星的吸收譜線中最明顯的一條譜線。一條來自色球層的微弱發射線存在於中心。在1957年，和報告前述發射譜線的寬度和恆星的絕對星等之間有值得注意的相互關係，這就是所謂的威爾遜-巴甫效應。這種相互關係獨立於恆星光譜之外，適用於恆星類型的G型、K型、和M-型。吸收線越寬，則恆星越明亮。 威爾遜-巴甫效應令人感興趣的是它作為距離顯示器的潛力，以下是事實的成果： * 威爾遜-巴甫效應可以用於研究鄰近的恆星，使獨立的測量距離是可行的，並且它可以用簡單的分析型式表達。換句話說，它可以校準距離太陽100秒差距內的距離； * 在中心的發射線K線 ( W0) 的寬度可以測量遙遠恆星的距離； * 知道W0和分析威爾遜-巴甫效應表現的型式，我們可以測量出恆星的絕對星等 * 從絕對星等和視星等的知識可以立即知道距離，可以提供被忽略或已經知道的星際紅化。 Wallerstein等人在1999年首度使用威爾遜-巴甫效應校準來自依巴谷衛星視差的距離。最新的做法是使用CCD在更小的樣本上取得高解析的光譜測量W0。 根據最新的定標，絕對星等 (M_V) 展開的數值和W0之間的關聯性，轉換成速度 (Km/s)，如下所示： M_V=33.2-18.0 log(W0) 但是這種關聯性樹據點的分散度仍然相當大：大約是0.5等，是這種效應的精確度不足以有效的改善宇宙距離尺度。另一個限制來自測量遙遠恆星的W0非常富有挑戰性，需要大望遠鏡長期的觀測。有時候在K線中心的發射線特徵會受到星際消光線的影響。在這些情況下要精確的測量W0是不可能的。 威爾遜-巴甫效應也可以用在鎂 II K線。但是，鎂 II k線的波長是2796.34 Å，這種波長無法抵達地球表面，它只能用紫外線衛星，像是國際紫外線探測衛星 (IUE)，觀測。 在1977年，Stencel發表了第一次的光譜巡天觀測，顯示較明亮的晚期型恆星K線有寬廣的翼，分享了譜線寬和絕對星等有相似於威爾遜-巴甫效應的相互關係。 (zh) |
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