Кривая блеска

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].

Область, обозначенная на рисунке Primary minimum, соответствует главному минимуму блеска: яркий белый карлик находится в затмении, наблюдатель видит лишь тусклый холодный спутник, поэтому суммарный блеск системы минимален. Повышение блеска по кр��ям области соответствует частичному затмению белого карлика. По мере того, как при орбитальном обращении белый карлик выходит из-за спутника, наблюдатель видит всё увеличивающуюся долю его диска, и блеск системы возрастает. Фаза 0,5 соответствует положению, когда белый карлик и спутник меняются местами: белый карлик располагается перед спутником и проходит по его диску в процессе орбитального движения. При этом затмевается некоторая часть диска спутника, и на кривой блеска появляется вторичный минимум (обозначен на рисунке как Secondary minimum). Поскольку затмеваемая область спутника невелика и имеет низкую (по сравнению с белым карликом) температуру, то её блеск невелик; в результате вторичный минимум не так глубок, как главный минимум.

На кривой наблюдается плавное повышение блеска от первичного минимума к вторичному: так проявляет себя эффект отражения (англ. Reflection Effect). Благодаря близости звёзд, горячий белый карлик разогревает обращённую к нему полусферу спутника до значительных температур, поэтому обращённая к белому карлику полусфера спутника горячее и ярче противоположной полусферы. В процессе орбитального движения фаза спутника для внешнего наблюдателя меняется: в области главного минимума к наблюдателю обращена преимущественно более холодная полусфера, тогда как в области вторичного минимума наблюдатель видит в основном горячую полусферу спутника. Это приводит к значительному повышению блеска системы в области вторичного минимума^[2][3].

Рис. 3 иллюстрирует вид кривой блеска β Lyr — затменной двойной системы с эллиптическими компонентами. По оси абсцисс отложены дни, по оси ординат отложен блеск системы в звёздных величинах. Система состоит из звёзд разной яркости и радиуса. Более массивная из звёзд окружена аккреционным диском. Диск образовался из вещества, перетекающего с менее массивного компонента, который заполнил свою полость Роша. Плавное изменение яркости между минимумами свидетельствует о деформации компонент: вследствие близости звёзд их фигуры деформируются под воздействием приливных сил, утрачивая сферическую форму и вытягиваясь навстречу друг другу. По мере орбитального движения, когда система приближается к затмению, видимая проекция звёзд на небесную сферу уменьшается, и блеск системы падает. После выхода из затмения площадь видимой проекции, наоборот, растёт, а с ней растёт и блеск системы. Система имеет наибольшую яркость в фазе, близкой к середине между минимумами, когда компоненты обращены к наблюдателю боком и их видимая проекция на небесную сферу имеет наибольшую площадь. Вклад в плавное изменение блеска вносит и аккреционный диск^[4].

• Light Curves and What They Can Tell Us / Astronomer's Toolbox, GSFC NASA  (англ.)