{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:KW326Kprof.jpg|섬네일| 프레세페 산개 성단의 왜성 KW 326의 K 라인 스펙트럼. 이 선은 매우 넓고 매우 깊으며 다른 흡수선과 마찬가지로 광구에서 시작된다. 그 위에 다른 여러 줄이 겹쳐져 있다. 중앙에는 채층에서 발생하는 K 라인 자체로 인한 방출이 있다.]]
[[파일:Kcore.jpg|섬네일| 확대된 방출 코어. W<sub>0</sub> 는 K1 최소값과 K2 최대값 사이의 평균 강도에서 방출의 양쪽 지점 사이의 파장 차이로 정의된다.]]
차가운 별의 [[프라운호퍼선|Ca II K 선]]은 항성의 [[채층]]에서 발생하는 가장 강력한 방출선 중의 하나인데, 1957년에 올린 C. 윌슨과 MK 바이누 바푸는 이러한 방출선에서 측정된 너비와 [[항성]]의 [[절대등급|절대 등급]] 사이에 있는 놀라운 상관관계에 대해 보고했다.<ref name=wilson-bappu/> 이것이 '''윌슨-바푸 효과'''(Wilson-Bappu effect)로 알려져 있다.

이 상관 관계는 분광의 유형과 무관하며 [[항성분류|항성 분류]] 주계열 유형 [[G형 주계열성|G]], [[K형 주계열성|K]] 및 [[적색거성|적색 거성]] 유형 M에 적용할 수 있다. 방출 대역이 클수록 별이 더 밝아지며 이는 경험적으로 거리와 상관 관계가 있다.

윌슨–바푸 효과의 주요 관심사는 직접 측정하기에는 너무 먼 별의 거리를 결정하는 데 사용된다는 것이다. 독립적인 거리 측정이 가능한 주변의 항성을 이용하여 연구할 수 있으며 간단한 분석적 형태로 표현할 수 있다.

즉, 윌슨-바푸 효과는 태양으로부터 100 [[파섹]] 이내에 있는 별들로 보정할 수 있다. K 선의 방출 코어의 폭( {{수학|W<sub>0</sub>}} )은 먼 별에서 측정할 수 있으므로 W <sub>0</sub> 및 윌슨-바푸 효과를 표현하는 분석 형식을 알면 별의 [[절대등급|절대 등급]]을 결정할 수 있다. 별의 [[소광|성간 소광]]이 무시할 수 있거나 잘 알려진 경우에, 별의 거리는 절대 등급과 [[겉보기등급|겉보기 등급]] 모두에 대한 지식으로부터 곧바로 구할 수 있다.

[[히파르코스 (인공위성)|히파르코스]] 시차로부터의 거리를 사용한 윌슨-바푸 효과의 첫 번째 보정은 1999년 월러스타인 등(Wallerstein et al.)에 의한 연구에서 이루어졌다.<ref name=wallerstein/>  그 후의 연구에서도 [[전하결합소자|CCD]]로 촬영한 고해상도 스펙트럼에서의 W<sub>0</sub> 측정을 사용했지만 더 적은 샘플을 사용했다.

최신의 보정에 의하면 등급으로 절대 가시 등급(M <sub>v</sub> )과 km/s로 변환된 W<sub>0</sub> 사이의 관계는 다음과 같다.

: <math>M_V=33.2-18.0 \log(W_0)</math><ref name=pace/>

그러나 데이터 오류는 상당히 커서 약 0.5 mag로 [[우주 거리 사다리]]를 크게 개선하기에는 효과가 너무 부정확하다. 또 다른 한계로는 먼 별에서 W<sub>0</sub> 를 측정하는 것이 매우 어렵고 큰 망원경으로 장시간 관찰해야 한다는 사실에서 비롯된다. 때때로 K선 코어의 방출 특징은 [[소광|성간 소광]]의 영향을 받는다. 이러한 경우 W<sub>0</sub> 의 정확한 측정이 불가능하다.

윌슨-바푸 효과는 Mg II k 라인에도 유효하다.<ref name=cassatella/> 그러나 Mg II k 선은 [[자외선]] 영역의 2796.34Å에 있고, 이 파장의 복사선은 지구 표면에 도달하지 않기 때문에 국제 자외선 탐사선과 같은 위성으로만 관측할 수 있다.

1977년에 스텐셀(Stencel)은 광도가 더 높은 후기형 별들 사이에서 K선의 넓은 날개에서 보이는 날개 방출 특징이 윌슨-바푸 효과와 유사한 선폭과 M<sub>v</sub> 의 상관관계를 공유한다는 것을 보여주는 분광학적 조사를 발표했다.<ref name=stencel/>

== 각주 ==
{{각주|refs=

<ref name=stencel>{{저널 인용|bibcode=2009ASPC..412..251S |author1=Stencel, R. E. |year=2009 |title=The Wilson-Bappu Effect - 50 Years Later |journal=ASP Conference Series |page=251}}</ref>

<ref name=cassatella>{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361:20010816 |bibcode=2001A&A...374.1085C |arxiv=astro-ph/0106070 |author=Cassatella, A. |author2=Altamore, A. |author3=Badiali, M. |author4=Cardini, D. |year=2001 |title=On the Wilson-Bappu relationship in the Mg II k line |journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=374 |issue=3 |pages=1085–1091 |s2cid=16286422 }}</ref>

<ref name=wallerstein>{{저널 인용|doi=10.1086/316332 |bibcode=1999PASP..111..335W |author1=Wallerstein, G. |author2=Machado-Pelaez, L. |author3=Gonzalez, G. |year=1999 |title=The CaII-M_v Correlation (Wilson-Bappu Effect) Calibrated by HIPPARCOS Parallaxes |journal=[[The Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]|volume=111 |issue=757 |pages=335 |doi-access=free }}</ref>

<ref name=wilson-bappu>{{저널 인용|doi=10.1086/146339 |bibcode=1957ApJ...125..661W |author1=Wilson O.C. |author2=Bappu, V. |year=1957 |title=H and K Emission in Late-Type Stars: Dependence of Line Width on Luminosity and Related Topics. |journal=[[Astrophysical Journal]] |volume=125 |page=661|doi-access=free }}</ref>

<ref name=pace>{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361:20030163 |bibcode=2003A&A...401..997P |arxiv=astro-ph/0301637 |author1=Pace, G. |author2=Pasquini, L. |author3=Ortolani, S. |year=2003 |title=The Wilson-Bappu Effect, A tool to determine stellar distances |journal=[[Astronomy & Astrophysics]]|volume=401 |issue=3 |pages=997–1008 |s2cid=17029463 }}</ref>

}}


[[분류:천체분광학]]