Effet Wilson-Bappu

Spectre de raies K de KW 326, une étoile naine de l'amas ouvert Praesepe. La raie est très large et très profonde, et elle provient de la photosphère, comme toute autre raie d’absorption. Plusieurs autres raies y sont superposées. Au centre, l’émission due à la raie K elle-même, qui a lieu dans la chromosphère.

Zoom sur le cœur en émission. W₀ est défini comme la différence de longueur d’onde entre les points situés de part et d’autre de l’émission à une intensité moyenne comprise entre le minimum K1 et le maximum K2.

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.

Références

• (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Wilson–Bappu effect » (voir la liste des auteurs).

Bibliographie

 : document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

• [Wilson et Bappu 1957] (en) Olin C. Wilson et Vainu Bappu, « H and K Emission in Late-Type Stars: Dependence of Line Width on Luminosity and Related Topics », The Astrophysical Journal, vol. 125,‎ 1957, p. 661 (lire en ligne). 
• [Park et al. 2013] (en) Sunkyung Park, Wonseok Kang, Jeong-Eun Lee et Sang-Gak Lee, « Wilson-Bappu Effect: Extended to Surface Gravity » [« Effet Wilson-Bappu : étendu à la gravité de surface »], The Astronomical Journal, vol. 146, n^o 4,‎ octobre 2013, p. 73 (10 pages) (DOI 10.1088/0004-6256/146/4/73, Bibcode 2013AJ....146…73P, arXiv 1307.0592, lire en ligne). 
  L'article a été reçu le 26 novembre 2012, accepté le 1^er juillet 2013 puis publié le 21 août de la même année. L'article a par ailleurs été soumis à arXiv le 2 juillet 2013.