В астрономии кривая блеска — это график интенсивности света небесного объекта или области как функции времени, обычно с величиной полученного света на оси Y и временем на оси X. Свет обычно находится в определенном частотном интервале или полосе .
Кривые блеска могут быть периодическими, как в случае затменных двойных звезд , цефеид , других периодических переменных и транзитных экзопланет ; или апериодическими , как кривая блеска новой звезды , катаклизмической переменной звезды , сверхновой , события микролинзирования или двойной звезды, наблюдаемой во время событий затмения . Изучение кривой блеска вместе с другими наблюдениями может дать значительную информацию о физическом процессе, который ее производит, или ограничить физические теории о ней.
Графики видимой величины переменной звезды с течением времени обычно используются для визуализации и анализа их поведения. Хотя категоризация типов переменных звезд все чаще осуществляется на основе их спектральных свойств, амплитуды, периоды и регулярность изменений их яркости по-прежнему являются важными факторами. Некоторые типы, такие как цефеиды, имеют чрезвычайно регулярные кривые блеска с точно таким же периодом, амплитудой и формой в каждом цикле. Другие, такие как переменные типа Миры, имеют несколько менее регулярные кривые блеска с большими амплитудами в несколько величин, в то время как полурегулярные переменные еще менее регулярны и имеют меньшие амплитуды. [1]
Формы кривых блеска переменных звезд дают ценную информацию о физических процессах, лежащих в основе изменений яркости. Для затменных переменных форма кривой блеска указывает на степень полноты, относительные размеры звезд и их относительную поверхностную яркость. [2] Она также может показывать эксцентриситет орбиты и искажения формы двух звезд. [3] Для пульсирующих звезд амплитуда или период пульсаций могут быть связаны со светимостью звезды, а форма кривой блеска может быть индикатором режима пульсации. [4]
Кривые блеска сверхновых могут быть показателем типа сверхновой. Хотя типы сверхновых определяются на основе их спектров, каждая из них имеет типичные формы кривой блеска. Сверхновые типа I имеют кривые блеска с резким максимумом и постепенным спадом, в то время как сверхновые типа II имеют менее резкие максимумы. Кривые блеска полезны для классификации слабых сверхновых и для определения подтипов. Например, тип II-P (для плато) имеет спектры, похожие на спектры типа II-L (линейный), но отличается кривой блеска, где спад выравнивается в течение нескольких недель или месяцев, прежде чем возобновить свое затухание. [5]
В планетной науке кривая блеска может использоваться для определения периода вращения малой планеты , луны или ядра кометы. С Земли часто нет возможности разрешить небольшой объект в Солнечной системе , даже в самые мощные телескопы , поскольку видимый угловой размер объекта меньше одного пикселя в детекторе. Таким образом, астрономы измеряют количество света, производимого объектом, как функцию времени (кривая блеска). Временное разделение пиков на кривой блеска дает оценку периода вращения объекта. Разница между максимальной и минимальной яркостью (амплитуда кривой блеска ) может быть связана с формой объекта или с яркими и темными областями на его поверхности. Например, кривая блеска асимметричного астероида обычно имеет более выраженные пики, в то время как кривая блеска более сферического объекта будет более плоской. [6] Это позволяет астрономам выводить информацию о форме и спине (но не размере) астероидов.
База данных кривых блеска астероидов (LCDB) Collaborative Asteroid Lightcurve Link (CALL) использует числовой код для оценки качества решения периода для кривых блеска малых планет (она не обязательно оценивает фактические базовые данные). Ее параметр кода качества U варьируется от 0 (неверно) до 3 (четко определено): [7]
Конечный знак плюс (+) или минус (−) также используется для указания немного лучшего или худшего качества, чем беззнаковое значение. [7]
Кривая блеска затмения часто характеризуется как двойная, где свет от звезды мгновенно прекращается, остается постоянным в течение длительности и мгновенно восстанавливается. Длительность эквивалентна длине хорды через затмевающее тело.
Обстоятельства, при которых переходы не являются мгновенными:
Наблюдения обычно регистрируются с помощью видеооборудования , а исчезновение и появление фиксируется с помощью GPS- дисциплинированного видеорегистратора времени (VTI).
Кривые блеска затмений архивируются на сервисе VizieR . [9]
Периодические провалы в графике кривой блеска звезды могут быть вызваны прохождением экзопланеты перед звездой, вокруг которой она вращается. Когда экзопланета проходит перед своей звездой, свет от этой звезды временно блокируется, что приводит к провалу в кривой блеска звезды. Эти провалы являются периодическими, поскольку планеты периодически вращаются вокруг звезды. Многие экзопланеты были открыты с помощью этого метода, который известен как метод астрономического транзита .
Инверсия кривой блеска — это математический метод, используемый для моделирования поверхностей вращающихся объектов по изменениям их яркости. Это может быть использовано для эффективного отображения звездных пятен или альбедо поверхности астероидов . [10] [11]
Микролинзирование — это процесс, при котором относительно небольшие и маломассивные астрономические объекты вызывают кратковременное небольшое увеличение яркости более удаленного объекта. Это вызвано небольшим релятивистским эффектом , как и более крупные гравитационные линзы , но позволяет обнаруживать и анализировать в противном случае невидимые объекты звездной и планетарной массы. Свойства этих объектов можно вывести из формы кривой блеска линзирования. Например, PA-99-N2 — это событие микролинзирования, которое могло быть вызвано звездой в галактике Андромеды , у которой есть экзопланета . [12]