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Der '''Wilson-Bappu-Effekt''' ist ein physikalisch-astronomischer Effekt, der zur Distanzbestimmung von Sternen benutzt wird.

Im Jahre 1957 berichteten [[Olin C. Wilson]] und [[M. K. Vainu Bappu]] die bemerkenswerte Korrelation zwischen der Breite der [[Emissionslinie]] im Zentrum von Ca II K und der [[Absolute Helligkeit|absoluten Helligkeit]] eines [[Stern]]s. Dieser Effekt wird Wilson-Bappu-Effekt genannt. Der Effekt ist unabhängig vom [[Spektraltyp]] des Sterns und für die Spektraltypen G, K und M gültig.

Diese Methode ist eine von vielen Möglichkeiten um extragalaktische Distanzen zu bestimmen. Sobald man die absoluten Helligkeiten kennt, kann man mittels der Formel

:<math>\ M - m = - 2{,}5\cdot log_{10}(F_1/F_2) \,.</math>

die Entfernung bestimmen. Obwohl in der Theorie diese Methode die Möglichkeit besitzt, zuverlässige Distanzberechnungen für Sterne bis zu einer Entfernung von 7 [[Parsec|Megaparsec]] durchzuführen, wird sie im Allgemeinen nur für Sterne mit einer Entfernung bis zu einigen hundert Kiloparseks verwendet. Wichtig ist auch, dass dies nur für Sterne mit einer Helligkeit von größer 15 mag funktioniert.

== Quellen ==
* Wilson, O. C. und M. K. Vainu Bappu: ''H and K Emission in Late-Type Stars: Dependence of Line Width on Luminosity and Related Topics.'' In: ''Astrophysical Journal'', Bd. 125, 1957, S. 661–683. {{bibcode|1957ApJ...125..661W}}

[[Kategorie:Beobachtende Astronomie]]

Wilson-Bappu-Effekt - Versionsgeschichte

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