La línea Ca II K en estrellas frías se encuentra entre las líneas de emisión más fuertes que se originan 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 la línea de emisión antes mencionada y la magnitud visual absoluta de la estrella . [1] Esto 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 rojatipo M. Cuanto mayor es la banda de emisión, más brillante es la estrella, lo que se correlaciona empíricamente con la distancia.
El principal interés del efecto Wilson-Bappu está en su uso para determinar la distancia de estrellas demasiado remotas para mediciones directas. Puede estudiarse utilizando estrellas cercanas, para las que son posibles mediciones de distancia independientes, y puede expresarse en una forma analítica simple. En otras palabras, el efecto Wilson-Bappu se puede calibrar con estrellas dentro de los 100 parsecs del Sol. El ancho del núcleo de emisión de la línea K ( W 0 ) se puede medir en estrellas lejanas, por lo que, conociendo W 0 y la forma analítica que expresa el efecto Wilson-Bappu, podemos determinar la magnitud absoluta de una estrella. La distancia de una estrella se sigue inmediatamente del conocimiento de la magnitud absoluta y aparente., siempre que el enrojecimiento interestelar de la estrella sea insignificante o bien conocido.
La primera calibración del efecto Wilson-Bappu utilizando la distancia de las paralajes de Hipparcos fue realizada en 1999 por Wallerstein et al. [2] Un trabajo posterior también usó mediciones de W 0 en espectros de alta resolución tomados con CCD , pero una muestra más pequeña.
Según la última calibración, la relación entre la magnitud visual absoluta (M v ) expresada en magnitudes y W 0 , transformada en km/s, es la siguiente:
El error de datos, sin embargo, es bastante grande: alrededor de 0,5 mag, lo que hace que el efecto sea demasiado impreciso para mejorar significativamente la escala de distancia cósmica . Otra limitación proviene del hecho de que la medición de W 0 en estrellas distantes es muy desafiante y requiere largas observaciones en grandes telescopios. A veces, la característica de emisión en el núcleo de la línea K se ve afectada por la extinción interestelar . En estos casos no es posible una medición precisa de W0 .
El efecto Wilson-Bappu también es válido para la línea Mg II k. [4] Sin embargo, la línea Mg II k está en 2796,34 Å en el ultravioleta , y dado que la radiación en esta longitud de onda no llega a la superficie terrestre, solo se puede observar con satélites como el International Ultraviolet Explorer .