Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Отношения Филлипса в экономике рынка труда см. Кривая Филлипса .

В астрофизике , то отношения Филлипса связь между пиковой светимости сверхновых типа Ia и скорости эволюции светимости после максимума блеска. Эта связь 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 исчезает 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 изменяется скорость убывания светимости. β измеряется в величинах на 100-дневные интервалы.[4] Выбор этого параметра оправдан тем фактом, 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. Кроме того, увеличилась вероятность обнаружения сверхновых до того, как они достигнут максимума света и после более длительного изменения их яркости. Первые кривые блеска SNe Ia, полученные с помощью ПЗС-фотометрии, показали, что у одних сверхновых скорость спада выше, чем у других. Позже была обнаружена низкая светимость Ia SN 1991bg с быстрым спадом. Все это побудило американского астронома Марка М. Филлипса пересмотреть это соотношение именно в ходе обзора 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 общей величины в звездных величинах, которую кривая блеска затухает от ее максимальной яркости в течение определенного периода после максимального света». Он был определен как снижение кривой блеска B- величины от максимума блеска до величины через 15 дней после максимума B - параметра, который он назвал . В главном предложении последнего абзаца статьи Филипса признается: «Я признателен Джорджу Джейкоби за то, что он предложилпараметр как альтернатива β Псковского ». Соотношение утверждает, что максимальная собственная величина B-полосы определяется выражением

[6]

Филлипс посвятил журнальную статью, подтверждающую предполагаемую корреляцию Юрия Псковского, Псковскому, который умер через несколько недель после того, как были опубликованы свидетельства Филлипса, подтверждающие родство.

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

Оригинальное определение, данное Филлипсом в 1995 году.

Ссылки [ править ]

  1. ^ Руст, Б.В. «Использование кривых блеска сверхновых для проверки гипотезы расширения и других космологических отношений» (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 : 1977SvA .... 21..675P .
  3. ^ Псковский, Ю. П. (1984). «Фотометрическая классификация и основные параметры сверхновых I типа». Советская астрономия . 28 : 658–664. Bibcode : 1984SvA .... 28..658P .
  4. ^ Псковский, Ю. П. (1967). «Фотометрические свойства сверхновых». Советская астрономия . 11 : 63–69. Bibcode : 1967SvA .... 11 ... 63P .
  5. Перейти ↑ Phillips, MM (1993). «Абсолютные звездные величины сверхновых типа IA». Письма в астрофизический журнал . 413 (2): L105 – L108. Bibcode : 1993ApJ ... 413L.105P . DOI : 10.1086 / 186970 .
  6. ^ Россвог; Брюгген. Астрофизика высоких энергий .
  7. ^ Hamuy, М., Филлипс, М., Маз J., Suntzeff, Н. Б., Schommer, РА, & Авилес, Р. 1995, астрономический журнал , 109, 1
  8. ^ Рисс, А., Пресс, WH, и Киршнер, RP 1996, AstrophysicsJournal , 473, 88
  9. ^ Перлмуттер, С.А. и др. 1997 г., NATO ASIC Proc. 486: Термоядерные сверхновые , 749