古典的バーデ-ウェッセリンク法
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/14 15:15 UTC 版)
「バーデ-ウェッセリンク法」の記事における「古典的バーデ-ウェッセリンク法」の解説
元来のバーデ-ウェッセリンク法では、視直径の変化を求めるのに、光の波長 λ {\displaystyle \lambda } における星の明るさ S λ {\displaystyle S_{\lambda }} と、有効温度 T e f f {\displaystyle T_{eff}} の星表面から放射されるフラックス F λ ( T e f f ( t ) ) {\displaystyle F_{\lambda }(T_{eff}(t))} の関係、 S λ ( t ) = π R ( t ) 2 F λ ( T e f f ( t ) ) d 2 = π θ ( t ) 2 F λ ( T e f f ( t ) ) 4 {\displaystyle S_{\lambda }(t)={\frac {\pi {R(t)^{2}}F_{\lambda }(T_{eff}(t))}{d^{2}}}={\frac {\pi \theta (t)^{2}F_{\lambda }(T_{eff}(t))}{4}}} によって計算する。多色測光観測によって、 S λ ( t ) {\displaystyle S_{\lambda }(t)} と F λ ( T e f f ( t ) ) {\displaystyle F_{\lambda }(T_{eff}(t))} の時間変化を求め、そこから Δ θ {\displaystyle \Delta \theta } を導く。 晩期型（G、K、M型）巨星の場合、経験則に基づく表面輝度と色指数の相関 S V {\displaystyle S_{V}} がよく用いられ、星固有の等級 V 0 {\displaystyle V_{0}} と色指数 V − K {\displaystyle V-K} からなる S V = V 0 + 5 log θ = 2.563 + 1.493 ( V − K ) 0 − 0.046 ( V − K ) 0 2 {\displaystyle S_{V}=V_{0}+5\log \theta =2.563+1.493(V-K)_{0}-0.046(V-K)_{0}^{2}} などの式から、 θ = 10 0.2 ( S V − V 0 ) {\displaystyle \theta =10^{0.2(S_{V}-V_{0})}} によって視直径を計算する。
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