Correction de Phillips

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 justifiée 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.

Texte : extrait de l'article Wikipédia « Correction de Phillips », sous licence CC BY-SA 4.0.