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Die Phillips-Beziehung (nach M. Phillips, der sie 1993 erstmals beschrieb[1]) 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[2].

Aussage

Laut der Phillips-Beziehung besteht ein Zusammenhang zwischen der absoluten Helligkeit ${\displaystyle M}$ und dem Helligkeitsabfall ${\displaystyle \Delta {m}_{15}}$ im blauen Filter des UBV-Systems 15 Tage nach dem Maximum der Supernova-Lichtkurve.

Die Phillips-Beziehung ist später weiterentwickelt worden zu einer Multifarben-Lichtkurven-Methode[3], die weniger stark von der Korrektur der Extinktion abhängt. Die absolute visuelle Helligkeit im Maximum ist demnach:

${\displaystyle M_{\mathrm {max} }(V)=-19.504+0.736\cdot \Delta m_{15}(B)+0.182\cdot \Delta m_{15}^{2}(B)+5\cdot \log(H_{0})}$

${\displaystyle H_{0}}$ ist die Hubble-Konstante in Einheiten von 65 km/s pro Megaparsec und wird für die Korrektur der beschleunigten Expansion des Universums verwendet. Die Genauigkeit der Multifarben-Lichtkurven-Methode liegt bei 0,1 mag.

Die Phillips-Beziehung gilt nicht für unterleuchtkräftige Supernova vom Typ Iax[4] und die überleuchtkräftigen Super-Chandrasekhar Supernovae.[5] Diese thermonuklearen Supernovae können anhand des Helligkeitsverlaufs als Nicht-Standard-Supernova vom Typ Ia identifiziert werden.

Interpretation

Die Lichtkurven von Supernovae werden vom radioaktiven Zerfall von ⁵⁶Ni angetrieben. Die Menge an radioaktiven Nickel bestimmt die Temperatur der Photosphäre der Supernovae und beeinflusst die Opazität der Sternatmosphäre. Mit steigender Temperatur erhöht sich die Opazität, damit wird mehr Energie in der Atmosphäre zurückgehalten. Damit beschleunigt sich der Helligkeitsabfall und die Energie wird später abgestrahlt.[6]

Eine kleine Gruppe Supernovae vom Typ Ia, wie z. B. SN 2001ay, folgen allerdings nicht der Phillips-Beziehung. Die absolute Helligkeit dieser Supernovae entspricht denen anderen Standard-SN-Ia, während der Helligkeitsabfall bedeutend langsamer verläuft. Dies wird als Folge einer ungewöhnlichen chemischen Zusammensetzung des Vorläufersterns interpretiert, wonach der explodierte Weiße Zwerg zu über 80 Prozent aus Kohlenstoff bestanden haben soll[7].

Einzelnachweise

1. Phillips, M. M.: The absolute magnitudes of Type IA supernovae. In: Astrophysical Journal Letters. Band 413, 1993, S. L105-L108, doi:10.1086/186970.
2. Richard de Grijs: An Introduction to Distance Measurement in Astronomy. Wiley, Chichester 2011, ISBN 978-0-470-51179-4, S. 188–198.
3. Saurabh Jha, Adam G. Riess and Robert P. Kirshner: Improved Distances to Type Ia Supernovae with Multicolor Light-Curve Shapes: MLCS2k2. In: Astrophysical Journal. Band 659, 2007, S. 122–148, doi:10.1086/512054.
4. Ryan J. Foley et al.: TYPE Iax SUPERNOVAE: A NEW CLASS OF STELLAR EXPLOSION. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1212.2209v2.
5. Upasana Das, Banibrata Mukhopadhyay: New mass limit for white dwarfs: super-Chandrasekhar type Ia supernova as a new standard candle. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1301.5965.
6. B. Sadler et al.: Constraining the Properties of SNe Ia Progenitors from Light Curves. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1109.3629.
7. E. Baron, P. Hoeflich, K. Krisciunas, I. Dominguez, A. M. Khokhlov, M. M. Phillips, N. Suntzeff, L. Wang: A Physical Model for SN 2001ay, a normal, bright, extremely slowly declining Type Ia supernova. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1205.0814v1.

На других языках

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- [de] Phillips-Beziehung

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[en] Phillips relationship

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 independently discovered by the American statistician and astronomer Bert Woodard Rust and the Soviet astronomer Yury Pavlovich Pskovskii in the 1970s.[1][2][3] 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 is measured in magnitudes per 100-day intervals.[4] 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.

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