Ефект Вільсона — Баппу — кореляція між шириною емісійного ядра K-лінії Ca II у холодних зорях та абсолютною зоряною величиною цих зір. Відкритий у 1957 році Оліном Вільсоном та Вайну Баппу.
K-лінії Ca II — сильна лінія поглинання, яка демонструє емісійну лінію у своєму ядрі. Це пов'язано з тим, що в крилах лінії спостерігач бачить холодну верхню фотосферу зорі, натомість як у ядрі сильної спектральної лінії він бачить гарячіші шари хромосфери, які сильніше випромінюють на тих самих довжинах хвиль.
Ширина емісійного ядра корелює з абсолютною зоряною величиною. Кореляція не залежить від спектрального класу та застосовна до зір головної послідовності спектральних класу G, K та червоних гігантів класу M. Чим більша ширина емісійної смуги, тим яскравіша зоря, що забезпечує емпіричну кореляцію з відстанню. Спроби використовувати цю залежність для побудови шкали космічних відстаней не мали великого успіху. Аналог ефекту Вільсона — Баппу також спостерігали для k-лінії Mg II.
Застосування як індикатора відстані Ефект Вільсона — Баппу викликав певний інтерес у минулому завдяки можливості використання як стандартну свічку. Метод можна калібрувати, використовуючи близькі зорі, для яких доступні незалежні вимірювання відстані, що дозволяє виразити залежність у простій аналітичній формі. Історично ефект Вільсона — Баппу калібрувався з використанням зір на відстані до 100 парсеків від Сонця.
Після калібрування ширину ядра випромінювання (W0) лінії K можна виміряти у далеких зір. За W0 та аналітичним виразом ефекту Вільсона — Баппу можна визначити абсолютну зоряну величину зорі. Тоді відстань безпосередньо випливає зі знання як абсолютної, так і видимої зоряної величини, за умови, що міжзоряне почервоніння незначне або добре відоме.
Калібрування У 1999 році Валлерштейн та ін. виконали перше калібрування ефекту Вільсона — Баппу з використанням відстаней, отриманих паралактичним методом на основі даних космічної місії Гіппаркос. У пізнішій роботі також використовували вимірювання W0 на спектрах високої роздільної здатності, отриманих за допомогою ПЗС-детекторів, хоча і з меншою вибіркою.
Згідно з останнім калібруванням, співвідношення між абсолютною візуальною зоряною величиною (Mv), вираженою у зоряних величинах, та W0, вираженою в км/с (умовно інтерпретуючи різниці довжин хвиль як Допплерівські зсуви), становить:
Обмеження Використання цього методу призводить до типових похибок близько 0,5 зоряної величини. Це робить ефект занадто неточним, щоб суттєво покращити шкалу космічних відстаней. Ще одне обмеження пов'язане з тим, що вимірювання W0 у далеких зорях дуже складне й вимагає тривалих спостережень на великих телескопах. Крім того, на емісійний пік у ядрі лінії K може впливати міжзоряне поглинання. У таких випадках точне вимірювання W0 неможливе.
Узагальнення Ефект Вільсона — Баппу також спостерігають для k-лінії Mg II. Однак, оскільки k-лінія Mg II лежить на 2796,34 Å в ультрафіолетовому діапазоні, і випромінювання на цій довжині хвилі не досягає поверхні Землі, її можна спостерігати лише за допомогою космічних приладів, таких як .
У 1977 році Стенцел опублікував спектроскопічний огляд, який показав, що крила лінії K серед зір пізніх спектральних класів високої світності демонструють кореляцію між шириною лінії та Mv, подібну до ефекту Вільсона — Баппу.
Посилання