Efecto Wilson-Bappu

La línea Ca II K en estrellas frías es una fuerte línea de absorción fotosférica que exhibe una línea de emisión en su núcleo originada en la cromosfera de la estrella . En 1957, Olin C. Wilson y MK Vainu Bappu informaron sobre la notable correlación entre el ancho medido de este núcleo de emisión y la magnitud absoluta de la estrella . ^{[ 1 ]} Esta relación ahora se conoce como el efecto Wilson-Bappu . La correlación es independiente del tipo espectral y es aplicable a los tipos de secuencia principal de clasificación estelar G , K y gigante roja tipo M. Cuanto mayor sea el ancho de la banda de emisión, más brillante es la estrella, lo que proporciona una correlación empírica con la distancia.

El efecto Wilson-Bappu despertó interés en el pasado por su potencial como candela estándar . El método puede calibrarse utilizando estrellas cercanas para las que se dispone de mediciones de distancia independientes, lo que permite expresar la relación de forma analítica sencilla. Históricamente, el efecto Wilson-Bappu se calibraba utilizando estrellas situadas a menos de 100 pársecs del Sol.

Una vez calibrado, el ancho del núcleo de emisión (W₀ ₎ de la línea K puede medirse en estrellas distantes. A partir de W₀ _y la expresión analítica del efecto Wilson-Bappu, es posible determinar la magnitud absoluta de la estrella. La distancia se deduce inmediatamente del conocimiento de la magnitud absoluta y aparente , siempre que el enrojecimiento interestelar sea despreciable o bien conocido.

La primera calibración del efecto Wilson-Bappu utilizando distancias de paralajes de Hipparcos fue realizada en 1999 por Wallerstein et al. ^{[ 2 ]} Un trabajo posterior también utilizó mediciones de W ₀ en espectros de alta resolución tomados con detectores CCD , aunque con una muestra más pequeña.

Según la última calibración, la relación entre la magnitud visual absoluta (M _v ) expresada en magnitudes y W ₀ , expresada en km/s, es:

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

La incertidumbre observacional es bastante grande, con errores típicos de aproximadamente 0,5 magnitudes. Esto hace que el efecto sea demasiado impreciso para mejorar significativamente la escala de distancias cósmicas . Otra limitación radica en que medir W₀ _en estrellas distantes es muy difícil y requiere largas observaciones con grandes telescopios. Además, la característica de emisión en el núcleo de la línea K puede verse afectada por la extinción interestelar . En tales casos, no es posible medir W₀ con precisión _.

El efecto Wilson-Bappu también es válido para la línea k del Mg II. ^{[ 4 ]} Sin embargo, dado que la línea k del Mg II se encuentra en 2796,34 Å en el ultravioleta , y la radiación en esta longitud de onda no llega a la superficie de la Tierra, solo se puede observar con instrumentos espaciales como el Explorador Ultravioleta Internacional .

En 1977, Stencel publicó un estudio espectroscópico que mostraba que las características de emisión de las alas observadas en las alas anchas de la línea K entre las estrellas de tipo tardío de mayor luminosidad comparten una correlación entre el ancho de la línea y M _v similar al efecto Wilson-Bappu. ^{[ 5 ]}