Mở trình đơn chính
Đường cong ánh sáng của tiểu hành tinh 201 Penelope dựa trên hình ảnh được chụp vào ngày 6 tháng 10 năm 2006 tại Đài thiên văn Đại học Mount John. Hiển thị chỉ hơn một vòng quay đầy đủ, kéo dài 3.7474 giờ.

Trong thiên văn học, một đường cong ánh sáng là một biểu đồ cường độ ánh sáng của một thiên thể hoặc khu vực, như là một hàm của thời gian. Ánh sáng thường ở một khoảng tần số hoặc dải tần cụ thể. Đường cong ánh sáng có thể được định kỳ, như trong trường hợp của sao đôi, sao biến Cepheid, các sao biến quang định kỳ khác, và các hành tinh ngoài hệ mặt trời quá cảnh, hoặc không tuần hoàn, giống như đường cong ánh sáng của một tân tinh, một sao biến quang thay đổi đột ngột, một siêu tân tinh hoặc một sự kiện vi thấu kính hoặc nhị phân như được quan sát trong các sự kiện che khuất thiên thể. Nghiên cứu về đường cong ánh sáng, cùng với các quan sát khác, có thể mang lại thông tin đáng kể về quá trình vật lý tạo ra nó hoặc hạn chế các lý thuyết vật lý về nó.

Sao biến quangSửa đổi

 
Đường cong ánh sáng của δ Cephei thể hiện cường độ so với pha xung

Đồ thị về cấp sao biểu kiến của một ngôi sao biến đổi theo thời gian thường được sử dụng để trực quan hóa và phân tích hành vi của chúng. Mặc dù việc phân loại các loại sao biến đổi ngày càng được thực hiện từ các tính chất phổ của chúng, biên độ, chu kỳ và tính đều đặn của sự thay đổi độ sáng của chúng vẫn là các yếu tố quan trọng. Một số loại như sao biến quang Cepheids có các đường cong ánh sáng cực kỳ đều đặn với cùng chu kỳ, biên độ và hình dạng trong mỗi chu kỳ. Các biến khác như biến Mira có đường cong ánh sáng ít đều hơn với biên độ lớn với một số cường độ, trong khi các sao biến bán nguyệt là ít đều đặn hơn và có biên độ nhỏ hơn.[1]

Hình dạng của các đường cong ánh sáng sao thay đổi cung cấp thông tin có giá trị về các quá trình vật lý cơ bản tạo ra sự thay đổi độ sáng. Đối với các biến làm lu mờ, hình dạng của đường cong ánh sáng biểu thị mức độ tổng thể, kích thước tương đối của các ngôi sao và độ sáng bề mặt tương đối của chúng.[2] Nó cũng có thể cho thấy độ lệch tâm của quỹ đạo và biến dạng trong hình dạng của hai ngôi sao.[3] Đối với các sao xung, biên độ hoặc chu kỳ của các xung có thể liên quan đến độ chói của sao và hình dạng đường cong ánh sáng có thể là một chỉ báo của chế độ xung.[4]

Tham khảoSửa đổi

  1. ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (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.
  2. ^ 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.
  3. ^ 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.
  4. ^ 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.