필립스 관계

천체물리학에서 필립스 관계는 Ia형 초신성의 최대 광도와 최대 광도 이후의 광도 진화의 속도 사이의 관계다. 이 관계는 1970년대 미국의 통계학자 겸 천문학자 버트 우다드 러스트와 소련의 천문학자 유리 파블로비치 프스코프스키에 의해 독자적으로 발견되었다.^[1][2][3] 그들은 초신성이 최대 빛에서 빠르게 희미해질수록 최대 크기는 점점 희미해진다는 것을 발견했다. 광도 곡선 형태를 특징짓는 주요 파라미터로, 프스코프스키(Pskovski)는 최대 빛에서 광도 감소율이 변하는 지점까지의 사진 밝기의 평균 감소율인 β를 사용했다. β는 100일 간격 당 크기로 측정한다.^[4] 이 매개변수의 선택은, 그 당시, 최대 빛보다 먼저 초신성을 발견하고 완전한 빛 곡선을 얻을 확률은 작았다는 사실에 의해 정당화된다. 더구나 기존의 광선 곡선은 대부분 불완전했다. 반면, 대부분의 관측된 초신성에게는 최대 광도 이후의 감소를 결정하는 것이 오히려 간단했다.

1980년대 초에 CCD 카메라가 등장했고 SNe 발견의 수가 크게 증가했다. 더욱이 최대 빛에 도달하기 전에 SNe를 발견하고 그 밝기 진화를 더 오래 따를 확률도 높아졌다. CCD 광도계를 사용하여 얻은 SNe Ia의 첫 번째 광선 곡선은 일부 초신성들이 다른 것들보다 감소 속도가 더 빠르다는 것을 보여주었다. 이후 감소 속도가 빠른 저조도 Ia SN 1991bg가 발견됐다. 이 모든 것이 미국의 천문학자 마크 M의 동기를 부여했다. Calan/Tolololo 초신성 조사 과정에서 이 관계를 정확하게 수정하기 위한 Phillips.^[5] Pskovski의 경사(β) 매개변수를 실제로 정밀하게 측정하기 어려웠기 때문에 상관관계를 입증하는 데 필요한 조건이었다. Phillips는 경사를 결정하려고 노력하기보다는 "최대 광도 이후 특정 기간 동안 광선이 피크 밝기에서 소멸하는 총 크기 측정"으로 구성된 보다 간단하고 강력한 절차를 사용했다. 그것은 그가 ${\displaystyle {}_{}}$ m ${\displaystyle {15}_{}}${\$displaystyle \Delta {m}_{15}$라고 부르는 파라미터로, 최대 빛에서 최대 광도 15일 후까지 B-scale 빛 곡선이 감소하는 것으로 정의되었다$.$ 필립스 논문 최종 단락의 리드 문장은 "Pskovski의 β에 대한 대안으로 $\Delta {\displaystyle \mathrm{}}$ m ${\displaystyle {15}_{}}$ ${\$ 파라미터를$$ 제시한 조지 자코비에게 은혜를 입었다"고 인정한다. 관계상 최대 내재가 되는 B-밴드 크기는 다음과 같다.

${\displaystyle M_{\mathrm {max} }(B)=-21.726+2.698\Delta m_{15}(B).}$^[6]

필립스는 유리 프스코프스키가 제안한 프스코프스키와의 상관관계를 확인하는 저널 기사를 기고했는데, 프스코프스키는 필립스의 관계를 확인하는 증거가 발표된 지 몇 주 만에 사망했다.

표준 템플릿에 상대적인 시간 축의 스트레치로서 현저하게 얕은 경사를^[7][8] 가진 다중 광도 대역 경로에 진화를 포함시키는 것이 재검토되었다.^[9] 관계는 일반적으로 어떤 타입 Ia 초신성 피크 크기를 표준 촛불 값으로 가져오는 데 사용된다.

Phillips가 1995년경에 그린 원래의 $\Delta {\displaystyle \mathrm{}}$ ${\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle {15}_{}}$ ${\$ 정의$$.

참조