Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эта статья про астрономические графики изменения яркости. Графики фотосинтетической реакции см. В разделе Кривая блеска (ботаника) .
Кривая блеска астероида 201 Пенелопа на основе изображений, сделанных 6 октября 2006 года в обсерватории Университета Маунт-Джон . Показывает чуть более одного полного оборота , который длится 3,7474 часа.

В астрономии , А кривая блеска представляет собой график зависимости интенсивности света в небесном объекте или регион, как функция времени. Свет обычно находится в определенном частотном интервале или полосе . Кривые блеска может быть периодическим, как и в случае затменных двойных звезд , цефеиды переменные , другие периодические переменные и транзитный экзопланет , или апериодическим , подобно кривой блеска новой звезды , в звезду катастрофической переменной , в сверхновой или событие микролинзирования или двоичный как наблюдалось во время затменияСобытия. Изучение кривой блеска вместе с другими наблюдениями может дать значительную информацию о физическом процессе, который ее производит, или ограничить физические теории о нем.

Переменные звезды [ править ]

Основная статья: Переменная звезда
Кривая блеска δ Cephei, показывающая звездную величину в зависимости от фазы пульсации

Графики видимой величины переменной звезды во времени обычно используются для визуализации и анализа их поведения. Хотя категоризация переменных звездных типов 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 правильные кривые блеска с одинаковыми периодом, амплитудой и формой в каждом цикле. Другие, такие как переменные Mira, имеют несколько менее правильные кривые блеска с большими амплитудами в несколько звездных величин, в то время как полуправильные переменные еще менее регулярны и имеют меньшие амплитуды. [1]

Формы переменных кривых блеска звезд дают ценную информацию о физических процессах, вызывающих изменения яркости. Для затменных переменных форма кривой блеска показывает степень полноты, относительные размеры звезд и их относительную яркость на поверхности. [2] Это может также показать эксцентриситет орбиты и искажения формы двух звезд. [3] Для пульсирующих звезд амплитуда или период пульсаций может быть связана со светимостью звезды, а форма кривой блеска может быть индикатором режима пульсации. [4]

Сверхновые [ править ]

Основная статья: Сверхновая
Сравнительные кривые блеска сверхновой

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 для определения подтипов. Например, тип II-P (для плато) имеет спектры, аналогичные спектру типа II-L (линейный), но отличается кривой блеска, где спад выравнивается в течение нескольких недель или месяцев, прежде чем возобновить его исчезновение. [5]

Планетарная астрономия [ править ]

Основная статья: Планетарная наука

В планетарной науке , свет кривой может быть использовано для получения периода вращения в виде малой планеты , луны , или комета ядра. С Земли часто невозможно разрешить небольшой объект в Солнечной системе даже в самый мощный телескоп , 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 яркостями ( амплитудакривой блеска) может быть связано с формой объекта или с яркими и темными участками на его поверхности. Например, кривая блеска асимметричного астероида обычно имеет более выраженные пики, а кривая блеска более сферического объекта будет более плоской. [6] Это позволяет астрономам делать выводы о форме и вращении (но не о размере) астероидов.

База данных световых кривых астероидов [ править ]

Код качества кривой блеска [ править ]

Базы данных астероида кривого яркости (LCDB) Совместный Астероид Link (кривой яркость вызова) использует числовой код , чтобы оценить качество раствора для периода малой планеты кривых блеска (это не обязательно оценок фактических основных данных). Параметр кода качества "U" варьируется от 0 (неверно) до 3 (точно определено): [7]

  • U = 0 → Результат позже окажется неверным
  • U = 1 → Результат, основанный на фрагментарных кривых блеска, может быть полностью неверным.
  • U = 2 → Результат основан на неполном покрытии. Период может быть ошибочным на 30 процентов или неоднозначным.
  • U = 3 → Надежный результат с указанной точностью. Никакой двусмысленности.
  • U = na → Недоступно. Неполный или неубедительный результат.

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

Кривые затемнения [ править ]

Дополнительная информация: Затмение § Затмения малыми планетами
Кривая блеска астероида 1247 Дайсона, затмевающего 4UCAC 174-171272, показывает мгновенное исчезновение и новое появление. Продолжительность 6,48 секунды.

Оккультации кривая блеска часто характеризуется как двоичный, где свет от звезды прекращается мгновенно, остается постоянной в течение всего срока, и восстанавливается мгновенно. Продолжительность эквивалентна длине хорды через скрытое тело.

Обстоятельства, в которых переходы не мгновенны, таковы;

  • когда либо скрытое, либо скрытое тело двойное, например двойная звезда или двойной астероид , то наблюдается ступенчатая кривая блеска.
  • когда скрытое тело большое, например, звезда, подобная Антаресу, переходы постепенные.
  • когда у скрывающегося тела есть атмосфера, например, луна Титан [8]

Наблюдения обычно записываются с использованием видео оборудования и исчезновение и появление приурочено использованием GPS дисциплинированный Видео Время Inserter (ВТИ).

Кривые затемненного блеска хранятся в сервисе VizieR . [9]

Инверсия кривой блеска [ править ]

Инверсия кривой блеска - это математический метод, используемый для моделирования поверхностей вращающихся объектов на основе изменений их яркости. Это можно использовать для получения эффективных изображений звездных пятен или альбедо поверхности астероидов . [10] [11]

Микролинзирование [ править ]

Основная статья: Гравитационное 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 в виде более крупных гравитационных линз , но позволяет обнаруживать и анализировать невидимые иначе звездные и планетные объекты. 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 [ править ]

  1. ^ Samus, NN; Дурлевич, О.В. и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007–2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  2. ^ Рассел, Генри Норрис (1912). «Об определении элементов орбит затменных переменных звезд. I». Астрофизический журнал . 35 : 315. Bibcode : 1912ApJ .... 35..315R . DOI : 10.1086 / 141942 .
  3. ^ Крон, Джеральд Э. (1952). "Фотоэлектрическое исследование затменной переменной YY Geminorum карлика M". Астрофизический журнал . 115 : 301. Bibcode : 1952ApJ ... 115..301K . DOI : 10.1086 / 145541 .
  4. ^ Дерево, PR; Себо, К.М. (1996). «О режиме пульсации переменных Миры: свидетельства Большого Магелланова Облака». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 282 (3): 958. Bibcode : 1996MNRAS.282..958W . DOI : 10.1093 / MNRAS / 282.3.958 .
  5. ^ «Сверхновая» . Государственный университет Джорджии - Гиперфизика - Карл Род Нейв . 1998 г.
  6. ^ Харрис, AW; Warner, BD; Правец, П. (2016). "Полученные данные кривой блеска астероида V16.0". Система планетарных данных НАСА . 246 : EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V16.0. Bibcode : 2016PDSS..246 ..... H .
  7. ^ a b «База данных кривой блеска астероидов (LCDB) - КОД 4.1.2 U (КАЧЕСТВО)» . Совместная ссылка на кривую света астероида. 30 октября 2011 . Проверено 16 марта 2016 .
  8. ^ Sicardy, B .; Brahic, A .; Ferrari, C .; Gautiert, D .; Lecacheux, J .; Lellouch, E .; Требования, Ф .; Арлот, Дж. Э .; Колас, Ф. (25 января 1990 г.). «Исследование атмосферы Титана с помощью звездного затмения». Природа . 343 (6256): 350–353. Bibcode : 1990Natur.343..350S . DOI : 10.1038 / 343350a0 . ISSN 0028-0836 . 
  9. ^ Дэйв, Вестник; Дерек, Брейт; Дэвид, Данхэм; Эрик, фраппа; Дэйв, Голт; Тони, Джордж; Цутому, Хаямизу; Брайан, погрузчик; Ян, Манек (2016). «Онлайн-каталог данных VizieR: кривые затененного света (Herald + 2016)». Онлайн-каталог данных VizieR . 1 . Bibcode : 2016yCat .... 102033H .
  10. ^ Хармон, Роберт O .; Экипажи, Лайонел Дж. (2000). «Визуализация звездных поверхностей с помощью матричной инверсии кривой блеска» . Астрономический журнал . 120 (6): 3274. Bibcode : 2000AJ .... 120.3274H . DOI : 10.1086 / 316882 .
  11. ^ Roettenbacher, Rachael M .; Монье, Джон Д .; Хармон, Роберт О .; Барклай, Томас; Тем не менее, Мартин (2013). «Визуализация эволюции звездных пятен на мишени Кеплера KIC 5110407 с использованием инверсии световой кривой». Астрофизический журнал . 767 (1): 60. arXiv : 1302.6268 . Bibcode : 2013ApJ ... 767 ... 60R . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 767/1/60 .
  12. ^ Haugan, СВХ (1996). «Разделение внутренней и микролинзирующей изменчивости с помощью измерений параллакса». В Кочанеке, CS; Хьюитт, Жаклин (ред.). Астрофизические приложения гравитационного Lensing: Труды симпозиума 173 - я Международного астрономического союза, 9-14 июля 1995 года . Симпозиум Международного астрономического союза. Симпозиум № 173. Мельбурн; Австралия: Kluwer Academic Publishers. п. 277. arXiv : astro-ph / 9508112 . Bibcode : 1996IAUS..173..277H .

Внешние ссылки [ править ]

  • Онлайн-генератор кривых блеска AAVSO может строить кривые блеска для тысяч переменных звезд.
  • В открытых астрономических каталогах есть кривые блеска для нескольких переходных типов, включая сверхновые.
  • Кривые света: введение НАСА «Представьте Вселенную»
  • База данных DAMIT моделей астероидов с помощью методов инверсии