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- علاقة فيليبس هي العلاقة بين ذروة لمعان مستعر أعظم من النوع الأول وسرعة تطور اللمعان بعد الوصول إالى الضوء الأقصى. واكتشفت العلاقة وبشكل مستقل من قبل كل من الإحصائي والفلكي الأمريكي (بيرت وودارد روست) والفلكي السوفياتي (يوري بافلوفيتش بسكوفسكي) في السبعينات.حيث جدوا أنة كلما أسرع تلاشى ضوء المستعر الأعظم الأقصى كلما كان قدر ذروة لمعانة أخفت. استخدم بسكوفسكي الرمز β للإشارة إلى المنحنى الضوئي باعتباره وسيط أساسي، وهو متوسط معدل الانخفاض في السطوع من الإضاءة القصوى إلى النقطة التي يتغير فيها معدل انخفاض اللمعان. يقاس β بمقدار فواصل 100 يوم. تبرر اختيار هذا الوسيط حقيقة أنّ احتمال اكتشاف المستعر الأعظم قبل الإضاءة القصوى -والحصول على منحنى الضوء الكامل- كان صغيرًا آنذاك. علاوةً على ذلك، كانت منحنيات الضوء الحالية غير مكتملة في الغالب. من ناحية أخرى، كان تحديد الانخفاض بعد الحد الأقصى للضوء بسيطًا بالنسبة إلى معظم المستعرات العظمى المرصودة. في أوائل الثمانينيات ظهرت كاميرات جهاز اقتران الشحنة، وزاد بعدها عدد اكتشافات المستعرات الأعظمية بشكل كبير. إضافةً إلى ذلك، زاد احتمال اكتشاف المستعرات الأعظمية قبل أن يصلوا إلى أقصى قدر من الضوء، كذلك ارتفع تتبع تطور سطوعها. أظهرت منحنيات الضوء الأولى من المستعر الأعظم (1- أ) التي تم الحصول عليها باستخدام القياس الضوئي بجهاز اقتران الشحنة امتلاك بعض المستعرات الأعظمية معدلات انخفاض أسرع من غيرها. اكتُشِفَ في وقت لاحق السطوع المنخفض للمستعر الأعظم (Ia SN 1991bg) مع معدل انخفاض سريع. كل هذا حفز الفلكي الأمريكي مارك فيليبس على مراجعة هذه العلاقة على وجه التحديد خلال مسح كالان / تولولو. كان من الصعب إثبات العلاقة لأن القياس الدقيق لوسيط منحدر بسكوفسكي (β) كان صعبًا في الممارسة العملية، وهو شرط ضروري لإثبات الارتباط. بدلاً من محاولة تحديد المنحدر، استخدم فيليبس إجراءً أبسط وأقوى يتمثل في «قياس الكمية الإجمالية في المقادير التي يبدأ منحنى الضوء بالانحدار عن ذروة سطوعه خلال فترة معينة تلي وصوله الحد الأقصى للسطوع». إذ جرى تعريفه على أنه الانخفاض في منحنى الضوء من الحد الأقصى للضوء بعد 15 يوم، وهو وسيط أطلق عليه ∆m15. تقر الجملة الأولى من الفقرة الأخيرة من ورقة فيليبس «أنا مدين لجورج جاكوبي لاقتراحه ∆m15 كبديل لوسيط بسكوفسكي (β)». تنص العلاقة على أن الحد الأقصى لحجم النطاق- B الداخلي هو المعطى بواسطة: أهدى فيليبس مقالة المجلة التي تؤكد علاقة يوري بسكوفسكي المقترحة لبسكوفسكي الذي توفي بعد أسابيع قليلة من نشر دليل فيليبس الذي يؤكد العلاقة.أعيدت صياغة العلاقة لتتضمن التطور في النطاقات الضوئية المتعددة مع منحدر ضحل بدرجة كبيرة وكامتداد في المحور الزمني بالنسبة للقالب القياسي. عادةً ما يتم استخدام العلاقة للحصول على قيمة ذروة المستعر الأعظم (1- أ) مقدرةً بالشمعة القياسية. (ar)
- Die Phillips-Beziehung (nach M. Phillips, der sie 1993 erstmals beschrieb) beschreibt einen empirischen Zusammenhang zwischen dem Verlauf der Lichtkurven von thermonuklearen Supernovae vom Typ Ia und der absoluten Helligkeit. Mit Hilfe der Phillips-Beziehung konnte die astronomische Entfernungsbestimmung mit hoher Genauigkeit auf kosmologische Distanzen ausgedehnt werden und führte zur Entdeckung der beschleunigten Expansion des Universums. (de)
- In astrophysics, the Phillips relationship is the relationship between the peak luminosity of a Type Ia supernova and the speed of luminosity evolution after maximum light. The relationship was independentlydiscovered by the American statistician and astronomer Bert Woodard Rust and the Soviet astronomer Yury Pavlovich Pskovskii in the 1970s. They found that the faster the supernova faded from maximum light, the fainter its peak magnitude was. As a main parameter characterizing the light curve shape, Pskovskii used β, the mean rate of decline in photographic brightness from maximum light to the point at which the luminosity decline rate changes. β ismeasured in magnitudes per 100-day intervals. Selection of this parameter is justified by the fact that, at that time, the probability of discovering a supernova before the maximum light, and obtain the full light curve, was small. Moreover, the existing light curves were mostly incomplete. On the other hand, to determine the decline after the maximum light was rather simple for most observed supernovae. In the early 1980s CCD cameras appeared, and the number of SNe discoveries increased substantially. Moreover, the probability of discovering SNe before they reached maximum light and following their brightness evolution longer also increased. The first light curves of SNe Ia obtained using CCD photometry showed that some supernovae had faster decline rates than others. Later, the low luminosity Ia with a fast decline rate was discovered.All this motivated the American astronomer Mark M. Phillips to revise this relationship precisely during the course of the Calán/Tololo Supernova Survey. The correlation had been difficult to prove because Pskovskii's slope (β) parameter was difficult to measure with precision in practice, a necessary condition to prove the correlation. Rather than trying to determine the slope, Phillips used a simpler and more robust procedure that consisted in "measuring the total amount in magnitudes that the light curve decays from its peak brightness during some specified period following maximum light." It was defined as the decline in the B-magnitude light curve from maximum light to the magnitude 15 days after B-maximum, a parameter he called . The lead sentence of the final paragraph of Phillips' paper acknowledges "I am indebted to George Jacoby for suggesting the parameter as an alternative to Pskovskii's β." The relation states that the maximum intrinsic B-band magnitude is given by Phillips dedicated the journal article confirming Yuri Pskovskii's proposed correlation to Pskovskii, who died a few weeks after Phillips' evidence confirming the relationship was published. It has been recast to include the evolution in multiple photometric bandpasses, with a significantly shallower slope and as a stretch in the time axis relative to a standard template.The relation is typically used to bring any Type Ia supernova peak magnitude to a standard candle value. (en)
- En astrophysique, la correction de Phillips est une relation entre le pic de luminosité d'une supernova de type Ia et la rapidité de la décroissance de sa courbe de lumière après sa magnitude maximum. Cette relation a été découverte de manière indépendante dans les années 1970 par l'astronome et statisticien américain Bert Woodard Rust et l'astronome soviétique Youri Pavlovitch Pskovski. Ils observèrent que plus une supernova de type Ia s'estompe rapidement après son maximum de luminosité, plus sa magnitude maximum était faible. Le paramètre caractéristique de la forme de la courbe de lumière retenu par Pskovski était β, caractérisant la vitesse moyenne de décroissance de la luminosité entre son maximum et le moment où la vitesse de décroissance change. Le paramètre β est mesuré par intervalles de 100 jours. La sélection de ce paramètre était justifié par le fait que, à cette époque, il était peu probable de pouvoir découvrir une supernova avant son maximum de luminosité et d'obtenir une courbe entière. De plus, la plupart des courbes de lumière alors existantes étaient incomplètes. Il était en revanche bien plus simple de déterminer la vitesse de décroissance de la magnitude apparente après le pic de luminosité. Avec l'apparition des appareils CCD au début des années 1980 et l'augmentation significative du nombre de supernovae observées, la probabilité d'observer de telles supernovae avant qu'elles atteignent leur pic de luminosité augmenta également de manière significative, ce qui permettait de tracer des courbes de lumière complètes. Les premières courbes de supernovae de type Ia obtenues à l'aide d'équipements CCD montrèrent que certaines s'estompaient plus vite que les autres. Puis on observa la faible luminosité de (en), de type Ia, ainsi que le déclin rapide de sa luminosité. Cela conduisit l'astronome américain (en) à réévaluer cette relation à la lumière des résultats du (en). La corrélation était difficile à prouver parce que le paramètre de pente β de Pskovski était en pratique difficile à mesurer avec précision, condition nécessaire pour démontrer la relation. Plutôt que tenter de déterminer la pente de la courbe, Phillips utilisa une procédure plus simple et plus robuste consistant à mesurer la décroissance totale de magnitude à partir du maximum pendant une période donnée. Il définit ainsi le paramètre Δm15 comme la décroissance de magnitude dans la bande B (bleue) sur 15 jours à partir du maximum de magnitude. La relation de Phillips indique que le maximum de magnitude absolue Mmax(B) dans la bande B est donné par : Mmax(B) = − 21,726 + 2,698 Δm15(B) La relation a par la suite été refondue pour inclure l'évolution dans plusieurs bandes spectrales, avec des pentes sensiblement plus courtes par rapport à une extension temporelle standardisée. Cette correction permet typiquement de ramener le pic de luminosité de n'importe quelle supernova de type Ia à la valeur de chandelle standard. (fr)
- 필립스 관계(Phillips relationship)란 천체물리학에서 Ia형 초신성의 최대 광도와, 그 이후 광도 변화의 속도 사이의 관계를 말한다. 를 진행하던 중, 는 최대 밝기 이후 빨리 어두워지는 초신성일수록 최대 등급이 어둡다는 것을 발견했다.이 관계는 Ia형 초신성의 최대 등급을 표준촉광으로 쓸 때 사용된다. 관계식은 위와 같다. 여기서 는 최대 밝기 이후 15일동안의 B 대역 등급 변화값이다. (ko)
- 飛利浦關係是天文物理中Ia超新星的亮度峰值和最大亮度之後的光度變化之間的關係。 它最初是由美國天文學家伯特·秀在1974年，和蘇聯天文學家尤里·伯考伏斯基在1977年發現的。他們發現超新星的光度在最大光度過後，衰減的越快它的峰值也越暗淡。 這種相關性在1993年被M.飛利浦在時再度發現。它已被改寫，其中包括多個光度法的帶通，和相對於標轉範本在時間軸上的擴張'。這關係通常用於導出Ia超新星最大亮度的標準燭光值。 它被定義在B星等從最大光度至下降15天的星等光度曲線，這個參數稱為，給出最大光度和實際的B星等關係狀態： (zh)
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- Die Phillips-Beziehung (nach M. Phillips, der sie 1993 erstmals beschrieb) beschreibt einen empirischen Zusammenhang zwischen dem Verlauf der Lichtkurven von thermonuklearen Supernovae vom Typ Ia und der absoluten Helligkeit. Mit Hilfe der Phillips-Beziehung konnte die astronomische Entfernungsbestimmung mit hoher Genauigkeit auf kosmologische Distanzen ausgedehnt werden und führte zur Entdeckung der beschleunigten Expansion des Universums. (de)
- 필립스 관계(Phillips relationship)란 천체물리학에서 Ia형 초신성의 최대 광도와, 그 이후 광도 변화의 속도 사이의 관계를 말한다. 를 진행하던 중, 는 최대 밝기 이후 빨리 어두워지는 초신성일수록 최대 등급이 어둡다는 것을 발견했다.이 관계는 Ia형 초신성의 최대 등급을 표준촉광으로 쓸 때 사용된다. 관계식은 위와 같다. 여기서 는 최대 밝기 이후 15일동안의 B 대역 등급 변화값이다. (ko)
- 飛利浦關係是天文物理中Ia超新星的亮度峰值和最大亮度之後的光度變化之間的關係。 它最初是由美國天文學家伯特·秀在1974年，和蘇聯天文學家尤里·伯考伏斯基在1977年發現的。他們發現超新星的光度在最大光度過後，衰減的越快它的峰值也越暗淡。 這種相關性在1993年被M.飛利浦在時再度發現。它已被改寫，其中包括多個光度法的帶通，和相對於標轉範本在時間軸上的擴張'。這關係通常用於導出Ia超新星最大亮度的標準燭光值。 它被定義在B星等從最大光度至下降15天的星等光度曲線，這個參數稱為，給出最大光度和實際的B星等關係狀態： (zh)
- علاقة فيليبس هي العلاقة بين ذروة لمعان مستعر أعظم من النوع الأول وسرعة تطور اللمعان بعد الوصول إالى الضوء الأقصى. واكتشفت العلاقة وبشكل مستقل من قبل كل من الإحصائي والفلكي الأمريكي (بيرت وودارد روست) والفلكي السوفياتي (يوري بافلوفيتش بسكوفسكي) في السبعينات.حيث جدوا أنة كلما أسرع تلاشى ضوء المستعر الأعظم الأقصى كلما كان قدر ذروة لمعانة أخفت. (ar)
- In astrophysics, the Phillips relationship is the relationship between the peak luminosity of a Type Ia supernova and the speed of luminosity evolution after maximum light. The relationship was independentlydiscovered by the American statistician and astronomer Bert Woodard Rust and the Soviet astronomer Yury Pavlovich Pskovskii in the 1970s. They found that the faster the supernova faded from maximum light, the fainter its peak magnitude was. As a main parameter characterizing the light curve shape, Pskovskii used β, the mean rate of decline in photographic brightness from maximum light to the point at which the luminosity decline rate changes. β ismeasured in magnitudes per 100-day intervals. Selection of this parameter is justified by the fact that, at that time, the probability of disc (en)
- En astrophysique, la correction de Phillips est une relation entre le pic de luminosité d'une supernova de type Ia et la rapidité de la décroissance de sa courbe de lumière après sa magnitude maximum. Cette relation a été découverte de manière indépendante dans les années 1970 par l'astronome et statisticien américain Bert Woodard Rust et l'astronome soviétique Youri Pavlovitch Pskovski. Ils observèrent que plus une supernova de type Ia s'estompe rapidement après son maximum de luminosité, plus sa magnitude maximum était faible. Le paramètre caractéristique de la forme de la courbe de lumière retenu par Pskovski était β, caractérisant la vitesse moyenne de décroissance de la luminosité entre son maximum et le moment où la vitesse de décroissance change. Le paramètre β est mesuré par interv (fr)
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- علاقة فيليبس (ar)
- Phillips-Beziehung (de)
- Correction de Phillips (fr)
- 필립스 관계 (ko)
- Phillips relationship (en)
- 飛利浦關係 (zh)
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