. . "Phillips-Beziehung"@de . "Mark M. Phillips"@fr . . . "8069"^^ . "14252673"^^ . . . . "en"@fr . "Correction de Phillips"@fr . . . . . . . . . . . . "\u98DB\u5229\u6D66\u95DC\u4FC2"@zh . . . . . . "Mark M. Phillips"@fr . "En astrophysique, la correction de Phillips est une relation entre le pic de luminosit\u00E9 d'une supernova de type Ia et la rapidit\u00E9 de la d\u00E9croissance de sa courbe de lumi\u00E8re apr\u00E8s sa magnitude maximum. Cette relation a \u00E9t\u00E9 d\u00E9couverte de mani\u00E8re ind\u00E9pendante dans les ann\u00E9es 1970 par l'astronome et statisticien am\u00E9ricain Bert Woodard Rust et l'astronome sovi\u00E9tique Youri Pavlovitch Pskovski. Ils observ\u00E8rent que plus une supernova de type Ia s'estompe rapidement apr\u00E8s son maximum de luminosit\u00E9, plus sa magnitude maximum \u00E9tait faible. Le param\u00E8tre caract\u00E9ristique de la forme de la courbe de lumi\u00E8re retenu par Pskovski \u00E9tait \u03B2, caract\u00E9risant la vitesse moyenne de d\u00E9croissance de la luminosit\u00E9 entre son maximum et le moment o\u00F9 la vitesse de d\u00E9croissance change. Le param\u00E8tre \u03B2 est mesur\u00E9 par intervalles de 100 jours. La s\u00E9lection de ce param\u00E8tre \u00E9tait justifi\u00E9 par le fait que, \u00E0 cette \u00E9poque, il \u00E9tait peu probable de pouvoir d\u00E9couvrir une supernova avant son maximum de luminosit\u00E9 et d'obtenir une courbe enti\u00E8re. De plus, la plupart des courbes de lumi\u00E8re alors existantes \u00E9taient incompl\u00E8tes. Il \u00E9tait en revanche bien plus simple de d\u00E9terminer la vitesse de d\u00E9croissance de la magnitude apparente apr\u00E8s le pic de luminosit\u00E9. Avec l'apparition des appareils CCD au d\u00E9but des ann\u00E9es 1980 et l'augmentation significative du nombre de supernovae observ\u00E9es, la probabilit\u00E9 d'observer de telles supernovae avant qu'elles atteignent leur pic de luminosit\u00E9 augmenta \u00E9galement de mani\u00E8re significative, ce qui permettait de tracer des courbes de lumi\u00E8re compl\u00E8tes. Les premi\u00E8res courbes de supernovae de type Ia obtenues \u00E0 l'aide d'\u00E9quipements CCD montr\u00E8rent que certaines s'estompaient plus vite que les autres. Puis on observa la faible luminosit\u00E9 de (en), de type Ia, ainsi que le d\u00E9clin rapide de sa luminosit\u00E9. Cela conduisit l'astronome am\u00E9ricain (en) \u00E0 r\u00E9\u00E9valuer cette relation \u00E0 la lumi\u00E8re des r\u00E9sultats du (en). La corr\u00E9lation \u00E9tait difficile \u00E0 prouver parce que le param\u00E8tre de pente \u03B2 de Pskovski \u00E9tait en pratique difficile \u00E0 mesurer avec pr\u00E9cision, condition n\u00E9cessaire pour d\u00E9montrer la relation. Plut\u00F4t que tenter de d\u00E9terminer la pente de la courbe, Phillips utilisa une proc\u00E9dure plus simple et plus robuste consistant \u00E0 mesurer la d\u00E9croissance totale de magnitude \u00E0 partir du maximum pendant une p\u00E9riode donn\u00E9e. Il d\u00E9finit ainsi le param\u00E8tre \u0394m15 comme la d\u00E9croissance de magnitude dans la bande B (bleue) sur 15 jours \u00E0 partir du maximum de magnitude. La relation de Phillips indique que le maximum de magnitude absolue Mmax(B) dans la bande B est donn\u00E9 par : Mmax(B) = \u2212 21,726 + 2,698 \u0394m15(B) La relation a par la suite \u00E9t\u00E9 refondue pour inclure l'\u00E9volution dans plusieurs bandes spectrales, avec des pentes sensiblement plus courtes par rapport \u00E0 une extension temporelle standardis\u00E9e. Cette correction permet typiquement de ramener le pic de luminosit\u00E9 de n'importe quelle supernova de type Ia \u00E0 la valeur de chandelle standard."@fr . "184726395"^^ . . . "En astrophysique, la correction de Phillips est une relation entre le pic de luminosit\u00E9 d'une supernova de type Ia et la rapidit\u00E9 de la d\u00E9croissance de sa courbe de lumi\u00E8re apr\u00E8s sa magnitude maximum. Cette relation a \u00E9t\u00E9 d\u00E9couverte de mani\u00E8re ind\u00E9pendante dans les ann\u00E9es 1970 par l'astronome et statisticien am\u00E9ricain Bert Woodard Rust et l'astronome sovi\u00E9tique Youri Pavlovitch Pskovski. Ils observ\u00E8rent que plus une supernova de type Ia s'estompe rapidement apr\u00E8s son maximum de luminosit\u00E9, plus sa magnitude maximum \u00E9tait faible. Le param\u00E8tre caract\u00E9ristique de la forme de la courbe de lumi\u00E8re retenu par Pskovski \u00E9tait \u03B2, caract\u00E9risant la vitesse moyenne de d\u00E9croissance de la luminosit\u00E9 entre son maximum et le moment o\u00F9 la vitesse de d\u00E9croissance change. Le param\u00E8tre \u03B2 est mesur\u00E9 par interv"@fr . . . . "SN 1991bg"@fr . . . . . "Phillips relationship"@en . "SN 1991bg"@fr . . .