Отношения Филлипса - Phillips relationship - Wikipedia

В астрофизика, то Отношения Филлипса это соотношение между максимальной светимостью Сверхновая типа Ia и скорость эволюции светимости после максимума света. Эта взаимосвязь была независимо обнаружена американским статистиком и астрономом Бертом Вудардом Растом и советским астрономом Юрием Павловичем Псковским в 1970-х годах.^[1]^[2]^[3] Они обнаружили, что чем быстрее сверхновая гасла от максимального света, тем слабее была ее пиковая величина. В качестве основного параметра, характеризующего форму кривой блеска, Псковский использовал β - среднюю скорость убывания фотографической яркости от максимального значения света до точки, в которой скорость убывания светимости изменяется. β измеряется в величинах за 100-дневные интервалы.^[4] Выбор этого параметра оправдан тем, что в то время вероятность обнаружения сверхновой до максимума блеска и получения полной кривой блеска была мала. Более того, существующие кривые блеска в основном были неполными. С другой стороны, для большинства наблюдаемых сверхновых было довольно просто определить спад после максимума света.

В начале 1980-х годов появились ПЗС-камеры, и количество открытий сверхновых существенно увеличилось. Более того, вероятность обнаружения сверхновых до того, как они достигнут максимума света и после более длительного изменения их яркости, также увеличилась. Первые кривые блеска SNe Ia, полученные с помощью ПЗС-фотометрии, показали, что у одних сверхновых скорость спада выше, чем у других. Позже низкая светимость Ia SN 1991bg с высокой скоростью спада. Все это мотивировало американского астронома Марк М. Филлипс пересмотреть это соотношение именно в ходе Обзор сверхновых звезд Калана / Тололо.^[5] Корреляцию было трудно доказать, потому что параметр наклона Псковского (β) трудно было точно измерить на практике, что является необходимым условием для доказательства корреляции. Вместо того, чтобы пытаться определить наклон, Филлипс использовал более простую и надежную процедуру, которая заключалась в «измерении общего количества в звездных величинах, которое кривая блеска затухает от своего пика яркости в течение определенного периода после максимального света». Это было определено как снижение B-величина кривая блеска от максимального света до величина 15 дней после B-maximum, параметр, который он назвал ${ displaystyle Delta {m} _ {15}}$ . В главном предложении последнего абзаца статьи Филипса признается: «Я признателен Джорджу Джейкоби за то, что он предложил ${ displaystyle Delta {m} _ {15}}$ параметр как альтернатива β Псковского ». Соотношение утверждает, что максимальное внутренний Величина B-диапазона определяется как

${ displaystyle M _ { mathrm {max}} (B) = - 21,726 + 2,698 Delta m_ {15} (B).}$ ^[6]

Филлипс посвятил журнальную статью, подтверждающую предполагаемую связь Юрия Псковского, с Псковским, который умер через несколько недель после того, как были опубликованы свидетельства Филлипса, подтверждающие эту связь.

Он был переработан, чтобы включить эволюцию в нескольких фотометрических полосах пропускания со значительно меньшим наклоном^[7]^[8] и как протяжение на оси времени относительно стандартного шаблона.^[9]Это соотношение обычно используется для приведения любой пиковой величины сверхновой типа Ia к значению стандартная свеча ценить.

Оригинал

{ displaystyle Delta {m} _ {15}}

определение, данное Филлипсом в 1995 году.

Рекомендации

^ Руст, Б.В. «Использование кривых блеска сверхновых для проверки гипотезы расширения и других космологических соотношений» (PDF). [Докторская диссертация, Иллинойсский университет].
^ Псковский, Ю. П. (1977). «Кривые блеска, цветовые кривые и скорость расширения сверхновых типа I как функции скорости снижения яркости». Советская астрономия. 21: 675. Bibcode:1977Сва .... 21..675П.
^ Псковский, Ю. П. (1984). «Фотометрическая классификация и основные параметры сверхновых I типа». Советская астрономия. 28: 658–664. Bibcode:1984Сва .... 28..658П.
^ Псковский, Ю. П. (1967). «Фотометрические свойства сверхновых». Советская астрономия. 11: 63–69. Bibcode:1967Сва .... 11 ... 63П.
^ Филлипс, М.М. (1993). «Абсолютные звездные величины сверхновых типа IA». Письма в астрофизический журнал. 413 (2): L105 – L108. Bibcode:1993ApJ ... 413L.105P. Дои:10.1086/186970.
^ Россвог; Брюгген. Астрофизика высоких энергий.
^ Хамуй, М., Филлипс, М., Маза, Дж., Санцефф, Н. Б., Шоммер, Р. А., и Авилес, Р. 1995, Астрономический журнал, 109, 1
^ Riess, A.G., Press, W.H., & Kirshner, R.P., 1996, Журнал астрофизики, 473, 88
^ Perlmutter, S.A., & et al. 1997, НАТО ASIC Proc. 486: Термоядерные сверхновые, 749

[1] Руст, Б.В. «Использование кривых блеска сверхновых для проверки гипотезы расширения и других космологических соотношений» (PDF). [Докторская диссертация, Иллинойсский университет].

[2] Псковский, Ю. П. (1977). «Кривые блеска, цветовые кривые и скорость расширения сверхновых типа I как функции скорости снижения яркости». Советская астрономия. 21: 675. Bibcode:1977Сва .... 21..675П.

[3] Псковский, Ю. П. (1984). «Фотометрическая классификация и основные параметры сверхновых I типа». Советская астрономия. 28: 658–664. Bibcode:1984Сва .... 28..658П.

[4] Псковский, Ю. П. (1967). «Фотометрические свойства сверхновых». Советская астрономия. 11: 63–69. Bibcode:1967Сва .... 11 ... 63П.

[5] Филлипс, М.М. (1993). «Абсолютные звездные величины сверхновых типа IA». Письма в астрофизический журнал. 413 (2): L105 – L108. Bibcode:1993ApJ ... 413L.105P. Дои:10.1086/186970.

[6] Россвог; Брюгген. Астрофизика высоких энергий.

[7] Хамуй, М., Филлипс, М., Маза, Дж., Санцефф, Н. Б., Шоммер, Р. А., и Авилес, Р. 1995, Астрономический журнал, 109, 1

[8] Riess, A.G., Press, W.H., & Kirshner, R.P., 1996, Журнал астрофизики, 473, 88

[9] Perlmutter, S.A., & et al. 1997, НАТО ASIC Proc. 486: Термоядерные сверхновые, 749

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]