relación de Phillips

En astrofísica , la relación de Phillips es la relación entre la luminosidad máxima de una supernova de tipo Ia y la velocidad de evolución de la luminosidad después del máximo de luz. Esta relación fue descubierta independientemente por el estadístico y astrónomo estadounidense Bert Woodard Rust y el astrónomo soviético Yuri Pavlovich Pskovskii en la década de 1970. ^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]} Encontraron que cuanto más rápido se desvanecía la supernova desde el máximo de luz, más débil era su magnitud máxima. Como parámetro principal que caracteriza la forma de la curva de luz, Pskovskii utilizó β, la tasa media de disminución del brillo fotográfico desde el máximo de luz hasta el punto en el que cambia la tasa de disminución de la luminosidad. β se mide en magnitudes por intervalos de 100 días. ^{[ 4 ]} La selección de este parámetro se justifica por el hecho de que, en ese momento, la probabilidad de descubrir una supernova antes del máximo de luz y obtener la curva de luz completa era pequeña. Además, las curvas de luz existentes eran en su mayoría incompletas. Por otro lado, determinar el descenso después del máximo de luz fue bastante sencillo para la mayoría de las supernovas observadas.

A principios de la década de 1980 aparecieron las cámaras CCD, y el número de descubrimientos de supernovas aumentó sustancialmente. Además, también aumentó la probabilidad de descubrir supernovas antes de que alcanzaran su brillo máximo y de seguir su evolución de brillo durante más tiempo. Las primeras curvas de luz de supernovas Ia obtenidas mediante fotometría CCD mostraron que algunas supernovas tenían tasas de decaimiento más rápidas que otras. Posteriormente, se descubrió la supernova Ia SN 1991bg de baja luminosidad con una rápida tasa de decaimiento. Todo esto motivó al astrónomo estadounidense Mark M. Phillips a revisar esta relación con precisión durante el transcurso del estudio de supernovas de Calán/Tololo . ^{[ 5 ]} La correlación había sido difícil de probar porque el parámetro de pendiente (β) de Pskovskii era difícil de medir con precisión en la práctica, una condición necesaria para probar la correlación. En lugar de intentar determinar la pendiente, Phillips utilizó un procedimiento más simple y robusto que consistía en "medir la cantidad total en magnitudes que la curva de luz decae desde su brillo máximo durante un período específico después del brillo máximo". Se definió como la disminución en la curva de luz de magnitud B desde la luz máxima hasta la magnitud 15 días después del máximo B , un parámetro que él denominó${\displaystyle \Delta {m}_{15}}$. La primera frase de la sección de agradecimientos del artículo de Phillips dice: "Estoy en deuda con George Jacoby por sugerir la${\displaystyle \Delta {m}_{15}}$parámetro como alternativa al β de Pskovskii." La relación establece que la magnitud intrínseca máxima de la banda B viene dada por

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

Phillips dedicó el artículo de la revista que confirmaba la correlación propuesta por Yuri Pskovskii a Pskovskii, quien falleció pocas semanas después de que se publicaran las pruebas de Phillips que confirmaban dicha relación.

Se ha reformulado para incluir la evolución en múltiples bandas fotométricas, con una pendiente significativamente menor ^{[ 7 ] [ 8 ]} y como un estiramiento en el eje temporal en relación con una plantilla estándar. ^{[ 9 ]} La relación se utiliza normalmente para llevar cualquier magnitud máxima de supernova de tipo Ia a un valor de candela estándar .