威爾遜-巴甫效應

鈣II K線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，奧林·威爾遜和M. K. 巴甫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。

基本介紹

• 中文名：威爾遜-巴甫效應
• 外文名：Wilson–Bappu effect
• 領域：光學，物理學

簡介

鈣II K線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，奧林·威爾遜和M. K. 巴甫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：

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者衛星(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。

光譜分析

光譜分析是根據物質的光譜來鑑別物質和確定其化學組成。

因為不同元素的光譜會有不同的位置的顏色的譜線，或者會缺少某些譜線，但含有相同元素的物質的譜線卻總是會在同一個位置具有相同顏色的譜線。光譜分析就是利用這個原理來分析物質的元素組成的。

天文學里通過光譜分析來對恆星和小行星進行分類(詳見：恆星光譜分類、小行星光譜分類)。

色球

色球或色球層（字義就是有顏色的球）是太陽大氣層主要三層的第二層，厚度大約2,000公里，位於光球層的上方和過渡區的下方。

色球層的密度相當低，它起始處，也就是色球層的底部，密度只有光球的10倍；相較於地球的大氣層，更只有10。這使得它通常無法看見，只有在日全食的短暫時間可以看見它展現出略帶紅色的色調，顏色介於紅色和粉紅色之間。 然而，若沒有特殊的設備，因為光球層壓倒性的明亮效果，通常是無法看見色球層。

色球層的密度隨著與太陽中心的距離增加而降低，從每立方公分10顆微粒呈指數下降，或從大約1.6×10kg/m到最外的邊界處為2×10kg/m。溫度從內側邊界6,000K到最低處大約是 3,800K，然後向外增加至外側與日冕過渡區交界處的溫度大約是35,000K。圖1.呈現色球層的溫度和密度隨距離變化呈現的趨勢。

除了太陽，人類也觀察過其它恆星的色球層。