Кривая блеска

В астрономии кривая блеска представляет собой интенсивности света небесного или объекта региона в зависимости от времени, обычно с величиной полученного света график по оси y и со временем по оси x . Свет обычно находится в определенном частотном интервале или диапазоне .

Кривые блеска могут быть периодическими, как в случае затменных двойных систем , переменных цефеид , других периодических переменных и транзитных внесолнечных планет ; или апериодический , как кривая блеска новой , катаклизмической переменной звезды , сверхновой , события микролинзирования или двойной системы, наблюдаемой во время событий затмения . Изучение кривой блеска вместе с другими наблюдениями может дать значительную информацию о физическом процессе, который ее вызывает, или ограничить физические теории о ней.

Переменные звезды

Графики видимой величины переменной звезды с течением времени обычно используются для визуализации и анализа ее поведения. Хотя классификация типов переменных звезд все чаще осуществляется на основе их спектральных свойств, амплитуды, периоды и регулярность изменений их блеска по-прежнему являются важными факторами. Некоторые типы, такие как цефеиды, имеют чрезвычайно регулярные кривые блеска с одинаковым периодом, амплитудой и формой в каждом цикле. Другие, такие как переменные Миры, имеют несколько менее регулярные кривые блеска с большими амплитудами в несколько звездных величин, тогда как полуправильные переменные еще менее регулярны и имеют меньшие амплитуды. ^{[ 1 ]}

Формы кривых блеска переменных звезд дают ценную информацию о физических процессах, вызывающих изменения блеска. Для затменных переменных форма кривой блеска указывает на степень полноты, относительные размеры звезд и их относительную поверхностную яркость. ^{[ 2 ]} Это также может указывать на 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 пульсаций. ^{[ 4 ]}

Сверхновые

Кривые блеска сверхновых могут указывать на тип сверхновой. Хотя типы сверхновых определяются на основе их спектров, каждая из них имеет типичную форму кривой блеска. Сверхновые типа I имеют кривые блеска с резким максимумом и постепенно уменьшаются, а сверхновые типа II имеют менее резкие максимумы. Кривые блеска полезны для классификации слабых сверхновых и определения подтипов. Например, тип II-P (плато) имеет спектры, аналогичные типу II-L (линейный), но отличается кривой блеска, на которой спад выравнивается в течение нескольких недель или месяцев, прежде чем возобновить его затухание. ^{[ 5 ]}

Планетарная астрономия

В планетологии кривая блеска может быть использована для определения периода вращения , малой планеты луны или ядра . кометы С Земли часто нет возможности разрешить небольшой объект Солнечной системы даже в самый мощный из телескопов , поскольку видимый угловой размер объекта меньше одного пикселя в детекторе. Таким образом, астрономы измеряют количество света, излучаемого 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 обусловлена формой объекта или яркими и темными участками на его поверхности. Например, кривая блеска асимметричного астероида обычно имеет более выраженные пики, тогда как кривая блеска более сферического объекта будет более плоской. ^{[ 6 ]} Это позволяет астрономам получать информацию о форме и вращении (но не размере) астероидов.

База данных кривых блеска астероидов

Код качества кривой блеска

База данных кривых блеска астероидов (LCDB) Collaborative Asteroid Lightcurve Link (CALL) использует числовой код для оценки качества решения периода для кривых блеска малых планет (он не обязательно оценивает фактические основные данные). Его параметр кода качества U находится в диапазоне от 0 (неверно) до 3 (четко определено): ^{[ 7 ]}

U = 0 → Результат позже оказался неверным
U = 1 → Результат, основанный на фрагментарных кривых блеска, может быть совершенно неверным.
U = 2 → Результат основан на неполном покрытии. Точка может быть неверной на 30 процентов или неоднозначной.
U = 3 → Обеспечьте результат с заданной точностью. Никакой двусмысленности.
U = нет → Недоступно. Неполный или неубедительный результат.

Завершающий знак плюс (+) или минус (-) также используется для обозначения немного лучшего или худшего качества, чем беззнаковое значение. ^{[ 7 ]}

Кривые блеска затмения

Кривую блеска покрытия часто характеризуют как двойную, при которой свет звезды прекращается мгновенно, остается постоянным в течение определенного времени и мгновенно возобновляется. Продолжительность эквивалентна длине хорды , пересекающей затмевающее тело.

Обстоятельства, при которых переходы не являются мгновенными;

когда затмевающее или затененное тело двойное, например двойная звезда или двойной астероид , тогда наблюдается ступенчатая кривая блеска.
когда скрытое тело велико, например, звезда типа Антареса, тогда переходы постепенные.
когда затмевающее тело имеет атмосферу, например, луна Титан ^{[ 8 ]}

Наблюдения обычно записываются с использованием видеооборудования , а исчезновение и повторное появление синхронизируются с помощью GPS устройства вставки видео времени (VTI) с поддержкой .

Кривые блеска заархивированы на сервисе VizieR . ^{[ 9 ]}

Открытие экзопланеты

Периодические провалы на графике кривой блеска звезды могут быть связаны с прохождением экзопланеты перед звездой, вокруг которой она вращается. Когда экзопланета проходит перед своей звездой, свет от этой звезды временно блокируется, что приводит к провалу кривой блеска звезды. Эти провалы носят периодический характер, поскольку планеты периодически вращаются вокруг звезды. Многие экзопланеты были открыты с помощью этого метода, известного как метод астрономического транзита .

Инверсия кривой блеска

Инверсия кривой блеска — это математический метод, используемый для моделирования поверхностей вращающихся объектов на основе изменений их яркости. Это можно использовать для эффективного изображения звездных пятен поверхности астероидов или альбедо . ^{[ 10 ]}^{[ 11 ]}

Микролинзирование

Микролинзирование — это процесс, при котором относительно небольшие и маломассивные астрономические объекты вызывают кратковременное небольшое увеличение яркости более удаленного объекта. Это вызвано небольшим релятивистским эффектом более крупных гравитационных линз , но позволяет обнаруживать и анализировать невидимые в противном случае объекты звездной и планетарной массы. О свойствах этих объектов можно судить по форме линзирующей кривой блеска. Например, PA-99-N2 — это событие микролинзирования, которое могло произойти из-за звезды в Галактике Андромеды , у которой есть экзопланета . ^{[ 12 ]}

Ссылки

^ Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Бибкод : 2009yCat....102025S .
^ Рассел, Генри Норрис (1912). «Об определении элементов орбит затменных переменных звезд. I» . Астрофизический журнал . 35 : 315. Бибкод : 1912ApJ....35..315R . дои : 10.1086/141942 .
^ Крон, Джеральд Э. (1952). «Фотоэлектрическое исследование карликовой M затменной переменной YY Geminorum». Астрофизический журнал . 115 : 301. Бибкод : 1952ApJ...115..301K . дои : 10.1086/145541 .
^ Вуд, PR; Себо, К.М. (1996). «О режиме пульсации переменных Миры: данные Большого Магелланова облака» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 282 (3): 958. Бибкод : 1996MNRAS.282..958W . дои : 10.1093/mnras/282.3.958 .
^ «Сверхновая» . Университет штата Джорджия – Гиперфизика – Карл Род Нейв . 1998.
^ Харрис, AW; Уорнер, Б.Д.; Правец, П. (2016). «Данные, полученные по кривой блеска астероида, V16.0». Система планетарных данных НАСА . 246 : EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V16.0. Бибкод : 2016PDSS..246.....H .
^ Перейти обратно: ^а ^б «База данных о кривых блеска астероидов (LCDB) – КОД 4.1.2 U (КАЧЕСТВА)» . Совместная ссылка на кривую света астероида. 30 октября 2011 г. Архивировано из оригинала 16 ноября 2015 г. . Проверено 16 марта 2016 г.
^ Сикарди, Б.; Брагич, А.; Феррари, Дж.; Готьер, Д.; Лекашо, Ж.; Лелуш, Э.; Рекес, Ф.; Арлот, Дж. Э.; Колас, Ф. (25 января 1990 г.). «Исследование атмосферы Титана с помощью звездного покрытия». Природа . 343 (6256): 350–353. Бибкод : 1990Natur.343..350S . дои : 10.1038/343350a0 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4330667 .
^ Дэйв, Вестник; Дерек, Брейт; Дэвид, Данэм; Эрик, Фраппа; Дэйв, Голт; Тони, Джордж; Цутому, Хаямидзу; Брайан, грузчик; Ян, Манек (2016). «Онлайн-каталог данных VizieR: кривые блеска затмения (Вестник + 2016)». Онлайн-каталог данных VizieR . 1 . Бибкод : 2016yCat....102033H .
^ Хармон, Роберт О.; Крюс, Лайонел Дж. (2000). «Изображение звездных поверхностей с помощью матричной инверсии кривых блеска» . Астрономический журнал . 120 (6): 3274. Бибкод : 2000AJ....120.3274H . дои : 10.1086/316882 .
^ Реттенбахер, Рэйчел М.; Моннье, Джон Д.; Хармон, Роберт О.; Барклай, Томас; Тем не менее, Мартин (2013). «Визуализация эволюции звездных пятен на мишени Кеплера KIC 5110407 с использованием инверсии кривой блеска». Астрофизический журнал . 767 (1): 60. arXiv : 1302.6268 . Бибкод : 2013ApJ...767...60R . дои : 10.1088/0004-637X/767/1/60 . S2CID 119221231 .
^ Хауган, SVH (1996). «Разделение внутренней изменчивости и изменчивости микролинзирования с помощью измерений параллакса». В Кочанеке, CS; Хьюитт, Жаклин (ред.). Астрофизические применения гравитационного линзирования . Симпозиум Международного астрономического союза. Том. 173. Мельбурн; Австралия: Kluwer Academic Publishers. п. 277. arXiv : astro-ph/9508112 . Бибкод : 1996IAUS..173..277H .

Внешние ссылки

Онлайн-генератор кривых блеска AAVSO. Архивировано 21 декабря 2020 г. на Wayback Machine. Он может строить кривые блеска для тысяч переменных звезд.
В Открытых каталогах астрономии есть кривые блеска для нескольких типов переходных процессов, включая сверхновые.
Кривые блеска: введение НАСА Imagine the Universe
База данных DAMIT моделей астероидов, полученных с помощью методов инверсии

[gcvs-1] Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Бибкод : 2009yCat....102025S .

[russell-2] Рассел, Генри Норрис (1912). «Об определении элементов орбит затменных переменных звезд. I» . Астрофизический журнал . 35 : 315. Бибкод : 1912ApJ....35..315R . дои : 10.1086/141942 .

[kron-3] Крон, Джеральд Э. (1952). «Фотоэлектрическое исследование карликовой M затменной переменной YY Geminorum». Астрофизический журнал . 115 : 301. Бибкод : 1952ApJ...115..301K . дои : 10.1086/145541 .

[wood-4] Вуд, PR; Себо, К.М. (1996). «О режиме пульсации переменных Миры: данные Большого Магелланова облака» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 282 (3): 958. Бибкод : 1996MNRAS.282..958W . дои : 10.1093/mnras/282.3.958 .

[hyperphysics-5] «Сверхновая» . Университет штата Джорджия – Гиперфизика – Карл Род Нейв . 1998.

[lc-6] Харрис, AW; Уорнер, Б.Д.; Правец, П. (2016). «Данные, полученные по кривой блеска астероида, V16.0». Система планетарных данных НАСА . 246 : EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V16.0. Бибкод : 2016PDSS..246.....H .

[LCDB-7] Перейти обратно: ^а ^б «База данных о кривых блеска астероидов (LCDB) – КОД 4.1.2 U (КАЧЕСТВА)» . Совместная ссылка на кривую света астероида. 30 октября 2011 г. Архивировано из оригинала 16 ноября 2015 г. . Проверено 16 марта 2016 г.

[sicardy1990-8] Сикарди, Б.; Брагич, А.; Феррари, Дж.; Готьер, Д.; Лекашо, Ж.; Лелуш, Э.; Рекес, Ф.; Арлот, Дж. Э.; Колас, Ф. (25 января 1990 г.). «Исследование атмосферы Титана с помощью звездного покрытия». Природа . 343 (6256): 350–353. Бибкод : 1990Natur.343..350S . дои : 10.1038/343350a0 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4330667 .

[dave2016-9] Дэйв, Вестник; Дерек, Брейт; Дэвид, Данэм; Эрик, Фраппа; Дэйв, Голт; Тони, Джордж; Цутому, Хаямидзу; Брайан, грузчик; Ян, Манек (2016). «Онлайн-каталог данных VizieR: кривые блеска затмения (Вестник + 2016)». Онлайн-каталог данных VizieR . 1 . Бибкод : 2016yCat....102033H .

[harmon-10] Хармон, Роберт О.; Крюс, Лайонел Дж. (2000). «Изображение звездных поверхностей с помощью матричной инверсии кривых блеска» . Астрономический журнал . 120 (6): 3274. Бибкод : 2000AJ....120.3274H . дои : 10.1086/316882 .

[roettenbacher-11] Реттенбахер, Рэйчел М.; Моннье, Джон Д.; Хармон, Роберт О.; Барклай, Томас; Тем не менее, Мартин (2013). «Визуализация эволюции звездных пятен на мишени Кеплера KIC 5110407 с использованием инверсии кривой блеска». Астрофизический журнал . 767 (1): 60. arXiv : 1302.6268 . Бибкод : 2013ApJ...767...60R . дои : 10.1088/0004-637X/767/1/60 . S2CID 119221231 .

[haugan-12] Хауган, SVH (1996). «Разделение внутренней изменчивости и изменчивости микролинзирования с помощью измерений параллакса». В Кочанеке, CS; Хьюитт, Жаклин (ред.). Астрофизические применения гравитационного линзирования . Симпозиум Международного астрономического союза. Том. 173. Мельбурн; Австралия: Kluwer Academic Publishers. п. 277. arXiv : astro-ph/9508112 . Бибкод : 1996IAUS..173..277H .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]