PROFILBARU.COM

Светлинска крива — светлинската јачина на едно небесно тело или подрачје претставена како функција во тек на извесно време. Светлината обично е во даден честотен интервал или појас. Светлинските криви можат да бидат периодични, (како кај затемнувачки двојки, кефеидите, други периодични променливи и преминувчки вонсончеви планети) или непериодични, како светлинските криви на новите и катаклизмичните променливи ѕвезди, суперновите или искривување од гравитациска микролеќа или двојка набљудувана при прикривања. Изучувањето на светлинската крива заедно со другите набљудувања може да даде значителни информации за физичките процеси кои ја произведуваат или да ги ограничат физичките теорииза неа.

Променливи ѕвезди

Графикот на привидна величина на една променлива ѕвезда за одредено време е вообичаен начин на нагледно претставување и анализа на нивното поведение. Иако категоризацијата на типовите сè повеќе се води по нивните спектрални својства, замавите, периодите и рамномерноста на нивните сјајносни промени сè уште играат важна улога. Некои типови како кефеидите имаат крајно правилни светлински криви со точно ист период, замав и облик во секој циклус. Други, како миридите имаат понеправилни криви со големи замави во размер од неколку величини, додека пак полуправилните променливи се уште понеправилни и имаат помали замави.^[1]

Облиците на кривите кај променливите ѕвезди даваат корисни информации за основните физички процеси кои ги поттикнуваат промените во сјајноста. Кај затемнувачките променливи, обликот на кривата го покажува степенот на севкупност, релативните големини на ѕвездите и и нивните релативни површински сјајности.^[2] Таа може да ја покаже и занесеноста на орбитата и изобличувањето на ѕвездите.^[3] Кај пулсирачките ѕвезди, замавот или периодот на пулсирања може да зависи од сјајнсота на ѕвездата, а обликот на светлинската крива може да биде показател за режимот на пулсирање.^[4]

Супернови

Светлинските крив иод супернови го покажуваат типот на суперновата. Иако тие се одредуваат според нивните спектри, секоја супернова има светлинска крива со свој облик. Суперновите од типот I имаат криви со остар максимум и постепено намалување, а кај оние од типот II максимумот не е толку остар. Светлинските криви се корисни и во класификацијата на слабосјајни супернови и одредување на поттипови. На пример, типот II-P (висорамнинска) има слични спектри со типот II-L (линеарна) но се разликуваат по светлинската крива каде падот се сплеснува неколку недели или месеци пред да продолжи слабеењето.^[5]

Планетарна астрономија

Во планетологијата, светлинските криви можат да послужат за изведување на вртежниот период на една мала планета, месечина или кометно јадро. Од Земјата честопати нема начин да се видат мали тела во Сончевиот Систем, дури и со најмоќните телескопи бидејќи привидната аголна големина на телото е помала од еден пиксел на зафатникот. Затоа, астрономите го мерат количеството светлина што ја дава едно тело за одредено време (светлинската крива). Временското растојание на врвовите во светлинската крива даваат проценка за вртежниот период на телото. Разликата помеѓу најголемата и најмалата сјајност (замавот на светлинската крива) може да се должи на обликот на телото или на светлите и темните делови на неговата површина. На пример, светлинската крива на несиметричен астероид има поизразени врвови, а кривата на потопчесто тело ќе биде порамна.^[6] Ова овозможува изведување на сознанија за обликот и завртот (но не и големината) на астероидите.

Светлински криви од прикривање

Светлинската крива на прикривањето често се нарекува двојствена, каде светлината од една ѕвезда нагло запира, останува постојана за времетраењето на покривањето, и потоа нагло се враќа. Времетраењето е еднакво на должината на тетива преку прикривачкото тело.

Преодите не се нагли под следниве околности:

кога прикривачкото или прикриеното тело е двојно, како на пр. двоѕвезда или двоен астероид, тогаш се забележува скалеста светлинска крива.
кога прикриеното тело е големо, како на пр. ѕвезда како Антарес, тогаш преодите се постепени.
кога прикривачкото тело има атмосфера, како на пр. месечината Титан^[7]

Набљудувањата обично се снимаат со видеоопрема, при што снемувањето и повратокот се бележат со точни временски жигови водејќи се по ГПС.

Превртување на светлинската крива

Превртување на светлинската крива е математичка постапка со која се моделираат површините на вртечки тела според нивните сјајносни колебања. Со нивна помош се добиваат слики за ѕвездени дамки или површински албеда на астероиди.^[8]^[9]

Искривување од микролеќи

Искривувањето од микролеќи е процес каде релативно мали и нискомасени тела предизвикуваат краткотрајна мало засилување на сјајноста на некое подалечно тело. Ова го предизвикува малиот релативистички ефект како кај поголемите гравитациски леќи, но овозможува пронаоѓање и анализа на инаку невидливи тела со ѕвездена и планетарна маса. Својствата на овие тела можат да се изведат од обликот на светлинската крива на залеќувањето. На пример, PA-99-N2 е микрозалеќување кое може да се должело на ѕвезда во галаксијата Андромеда која има планета.^[10]

Наводи

↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
↑ Russell, Henry Norris (1912). „On the Determination of the Orbital Elements of Eclipsing Variable Stars. I“. Astrophysical Journal. 35: 315. Bibcode:1912ApJ....35..315R. doi:10.1086/141942.
↑ Kron, Gerald E. (1952). „A Photoelectric Study of the Dwarf M Eclipsing Variable YY Geminorum“. Astrophysical Journal. 115: 301. Bibcode:1952ApJ...115..301K. doi:10.1086/145541.
↑ Wood, P. R.; Sebo, K. M. (1996). „On the pulsation mode of Mira variables: Evidence from the Large Magellanic Cloud“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 282 (3): 958. Bibcode:1996MNRAS.282..958W. doi:10.1093/mnras/282.3.958.
↑ „Supernova“. Georgia State University – Hyperphysics – Carl Rod Nave. 1998.
↑ Harris, A. W.; Warner, B. D.; Pravec, P. (2016). „Asteroid Lightcurve Derived Data V16.0“. NASA Planetary Data System. 246: EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V16.0. Bibcode:2016PDSS..246.....H.
↑ Sicardy, B.; Brahic, A.; Ferrari, C.; Gautiert, D.; Lecacheux, J.; Lellouch, E.; Reques, F.; Arlot, J. E.; Colas, F. (25 јануари 1990). „Probing Titan's atmosphere by stellar occultation“. Nature (англиски). 343 (6256): 350–353. Bibcode:1990Natur.343..350S. doi:10.1038/343350a0. ISSN 0028-0836. S2CID 4330667.
↑ Harmon, Robert O.; Crews, Lionel J. (2000). „Imaging Stellar Surfaces via Matrix Light-Curve Inversion“. The Astronomical Journal. 120 (6): 3274. Bibcode:2000AJ....120.3274H. doi:10.1086/316882.
↑ Roettenbacher, Rachael M.; Monnier, John D.; Harmon, Robert O.; Barclay, Thomas; Still, Martin (2013). „Imaging Starspot Evolution on Kepler Target KIC 5110407 Using Light-Curve Inversion“. The Astrophysical Journal. 767 (1): 60. arXiv:1302.6268. Bibcode:2013ApJ...767...60R. doi:10.1088/0004-637X/767/1/60. S2CID 119221231.
↑ Haugan, S. V. H. (1996). „Separating Intrinsic and Microlensing Variability Using Parallax Measurements“. Во Kochanek, C.S.; Hewitt, Jacqueline (уред.). Astrophysical Applications of Gravitational Lensing: Proceedings of the 173rd Symposium of the International Astronomical Union, 9–14 July 1995. Symposium of the International Astronomical Union. Symposium no. 173. Melbourne; Australia: Kluwer Academic Publishers. стр. 277. arXiv:astro-ph/9508112. Bibcode:1996IAUS..173..277H.