Кривая блеска — функция изменения блеска астрономического объекта во времени. Данное понятие применимо как к самосветящимся объектам (звёздам), так и к объектам, отражающим свет близлежащего светила (Солнца, звезды). В роли таких объектов могут выступать планеты, их спутники, астероиды и др.
Изменение блеска тела Солнечной системы обычно вызвано изменением взаимного положения тела, Солнца и Земли (наблюдателя на Земле) вследствие движения тел по орбитам (изменение фазового угла тела), а также вращением тела вокруг собственной оси (если на поверхности тела имеются области с разным альбедо, или если форма тела такова, что площадь его миделя изменяется при вращении). В последнем случае кривая блеска позволяет установить период вращения тела на время наблюдения.
У переменных звёзд изменение блеска часто связано с пульсациями звезды, с движением вокруг неё менее яркой звезды-компаньона (затменная переменность) и с другими причинами. Кроме того, сравнительно слабые изменения блеска звезды могут свидетельствовать о наличии у неё планет, поэтому анализ кривой блеска лежит в основе транзитного метода поиска экзопланет.
Для некоторых звёзд переменность можно определить невооружённым глазом; чтобы получить кривые блеска многих других, достаточно инструментов любительской астрономии. Кривая блеска звезды позволяет определить целый ряд её физических параметров. Например, в случае затменных переменных имеется возможность определить период обращения, продолжительность затмения и его полной фазы, отношение блеска компонентов, отношение их температур, отношение радиуса звезды к радиусу относительной орбиты для каждого из компонентов[1]. При наличии у звезды планеты, а также для малых тел Солнечной системы, амплитуда изменения блеска составляет лишь доли процента от средней величины блеска. Поэтому в таких случаях снятие кривой блеска требует использования больших телескопов.
Рис. 2 иллюстрирует вид кривой блеска затменно-переменной двойной системы с небольшим расстоянием между компонентами, в которой имеется горячий компактный объект (белый карлик) и холодная звезда главной последовательности. По оси абсцисс отложена фаза: фаза, равная нулю и единице, соответствует ситуации, когда холодный спутник располагается ближе всего к наблюдателю, а горячий белый карлик — дальше всего от наблюдателя позади спутника. По оси ординат отложен относительный блеск системы в звёздных величинах. Кривая блеска подобна кривой блеска предкатаклизмической переменной UU Sagittae, центральной звезде планетарной туманности Abell 63[2].