威尔逊-巴甫效应

钙II K线是低温恒星的吸收谱线中最明显的一条谱线。一条来自色球层的微弱发射线存在于中心。在1957年，奥林·威尔逊和M. K. 巴甫报告前述发射谱线的宽度和恒星的绝对星等之间有值得注意的相互关系，这就是所谓的威尔逊-巴甫效应。这种相互关系独立于恒星光谱之外，适用于恒星类型的G型、K型、和M-型。吸收线越宽，则恒星越明亮。

简介钙II K线是低温恒星的吸收谱线中最明显的一条谱线。一条来自色球层的微弱发射线存在于中心。在1957年，奥林·威尔逊和M. K. 巴甫报告前述发射谱线的宽度和恒星的绝对星等之间有值得注意的相互关系，这就是所谓的威尔逊-巴甫效应。这种相互关系独立于恒星光谱之外，适用于恒星类型的G型、K型、和M-型。吸收线越宽，则恒星越明亮。

威尔逊-巴甫效应令人感兴趣的是它作为距离显示器的潜力，以下是事实的成果：

威尔逊-巴甫效应可以用于研究邻近的恒星，使独立的测量距离是可行的，并且它可以用简单的分析型式表达。换句话说，它可以校准距离太阳100秒差距内的距离；

在中心的发射线K线 ( W0) 的宽度可以测量遥远恒星的距离；

知道W0和分析威尔逊-巴甫效应表现的型式，我们可以测量出恒星的绝对星等

从绝对星等和视星等的知识可以立即知道距离，可以提供被忽略或已经知道的星际红化。

Wallerstein等人在1999年首度使用威尔逊-巴甫效应校准来自依巴谷卫星视差的距离。最新的做法是使用CCD在更小的样本上取得高解析的光谱测量W0。

根据最新的定标，绝对星等 (M_V) 展开的数值和W0之间的关联性，转换成速度 (Km/s)，如下所示：

但是这种关联性树据点的分散度仍然相当大：大约是0.5等，是这种效应的精确度不足以有效的改善宇宙距离尺度。另一个限制来自测量遥远恒星的W0非常富有挑战性，需要大望远镜长期的观测。有时候在K线中心的发射线特征会受到星际消光线的影响。在这些情况下要精确的测量W0是不可能的。

威尔逊-巴甫效应也可以用在镁 II K线。但是，镁 II k线的波长是2796.34 Å，这种波长无法抵达地球表面，它只能用紫外线卫星，像是国际紫外线探测者卫星(IUE)，观测。

在1977年，Stencel发表了第一次的光谱巡天观测，显示较明亮的晚期型恒星K线有宽广的翼，分享了谱线宽和绝对星等有相似于威尔逊-巴甫效应的相互关系。1

光谱分析光谱分析是根据物质的光谱来鉴别物质和确定其化学组成。

因为不同元素的光谱会有不同的位置的颜色的谱线，或者会缺少某些谱线，但含有相同元素的物质的谱线却总是会在同一个位置具有相同颜色的谱线。光谱分析就是利用这个原理来分析物质的元素组成的。

天文学里通过光谱分析来对恒星和小行星进行分类(详见：恒星光谱分类、小行星光谱分类)。2

色球色球或色球层（字义就是有颜色的球）是太阳大气层主要三层的第二层，厚度大约2,000公里，位于光球层的上方和过渡区的下方。

色球层的密度相当低，它起始处，也就是色球层的底部，密度只有光球的10倍；相较于地球的大气层，更只有10。这使得它通常无法看见，只有在日全食的短暂时间可以看见它展现出略带红色的色调，颜色介于红色和粉红色之间。 然而，若没有特殊的设备，因为光球层压倒性的明亮效果，通常是无法看见色球层。

色球层的密度随着与太阳中心的距离增加而降低，从每立方公分10颗微粒呈指数下降，或从大约1.6×10kg/m3到最外的边界处为2×10kg/m3。温度从内侧边界6,000K到最低处大约是 3,800K，然后向外增加至外侧与日冕过渡区交界处的温度大约是35,000K。图1.呈现色球层的温度和密度随距离变化呈现的趋势。

除了太阳，人类也观察过其它恒星的色球层。2

本词条内容贡献者为:

王沛 - 副教授、副研究员 - 中国科学院工程热物理研究所