Světelná křivka

Světelná křivka  je funkcí toho, jak se jas astronomického objektu mění v průběhu času. Tento koncept je použitelný jak pro samostatně svítící objekty (hvězdy), tak pro objekty, které odrážejí světlo blízkého svítidla ( Slunce , hvězdy ). Role takových objektů mohou být planety , jejich satelity, asteroidy atd.

Definice a význam

Změna jasnosti tělesa Sluneční soustavy je obvykle způsobena změnou vzájemné polohy tělesa, Slunce a Země (pozorovatel na Zemi) v důsledku pohybu těles po drahách (změna fázového úhlu těla), stejně jako rotace těla kolem vlastní osy (pokud jsou na povrchu těla oblasti s různým albedem nebo pokud je tvar těla takový, že se mění oblast jeho střední části s rotací). V druhém případě umožňuje světelná křivka nastavit periodu rotace těla po dobu pozorování.

U proměnných hvězd je změna jasnosti často spojena s pulsacemi hvězdy, s pohybem méně jasné doprovodné hvězdy kolem ní (proměnlivost zákrytu) as dalšími důvody. Navíc relativně slabé změny jasnosti hvězdy mohou naznačovat přítomnost planet, takže analýza světelné křivky je základem tranzitní metody hledání exoplanet .

U některých hvězd lze variabilitu určit pouhým okem; k získání světelných křivek mnoha dalších stačí nástroje amatérské astronomie . Světelná křivka hvězdy umožňuje určit řadu jejích fyzikálních parametrů. Například u zákrytových proměnných lze určit rotační periodu, dobu trvání zatmění a jeho celkovou fázi, jasový poměr složek, poměr jejich teplot, poměr poloměru zatmění. hvězda k poloměru relativní dráhy pro každou ze složek [1] . Pokud má hvězda planetu, stejně jako u malých těles sluneční soustavy je amplituda změny jasnosti pouze zlomkem procenta průměrné jasnosti. Proto v takových případech vyžaduje odstranění světelné křivky použití velkých dalekohledů.

Světelné křivky dvojhvězd

Efekt odrazu

Rýže. 2 znázorňuje světelnou křivku zákrytové proměnné dvojhvězdy s krátkou vzdáleností mezi složkami, ve které je horký kompaktní objekt ( bílý trpaslík ) a studená hvězda hlavní posloupnosti . Fáze je vynesena na úsečce : fáze rovna nule a jedničce odpovídá situaci, kdy je studený satelit nejblíže k pozorovateli a horký bílý trpaslík je nejdále od pozorovatele za satelitem. Relativní jasnost systému ve hvězdných magnitudách je vynesena podél osy y . Světelná křivka je podobná křivce předkataklyzmatické proměnné UU Sagittae , centrální hvězdy planetární mlhoviny Abell 63 [2] .

Oblast naznačená na obrázku Primární minimum odpovídá hlavnímu minimu jasu: jasný bílý trpaslík je v zatmění, pozorovatel vidí jen slabého studeného společníka, takže celková jasnost systému je minimální. Nárůst jasu podél okrajů oblasti odpovídá částečnému zatmění bílého trpaslíka. Když bílý trpaslík opouští satelit během orbitální revoluce, pozorovatel vidí stále větší část jeho disku a jas systému se zvyšuje. Fáze 0,5 odpovídá poloze, kdy si bílý trpaslík a satelit vymění místo: bílý trpaslík se nachází před satelitem a prochází podél jeho disku v procesu orbitálního pohybu. V tomto případě je některá část disku satelitu zakryta a na světelné křivce se objeví sekundární minimum (na obrázku označeno jako Sekundární minimum ). Protože oblast zatmění satelitu je malá a má nízkou (ve srovnání s bílým trpaslíkem) teplotu, je jeho jasnost nízká; v důsledku toho sekundární minimum není tak hluboké jako hlavní minimum.

Křivka ukazuje plynulý nárůst jasu z primárního minima na sekundární: takto se projevuje efekt odrazu . Vzhledem k blízkosti hvězd horký bílý trpaslík ohřívá polokouli družice, která je k němu přivrácená, na značné teploty, takže polokoule družice obrácená k bílému trpaslíkovi je teplejší a jasnější než protější polokoule. V procesu orbitálního pohybu se pro vnějšího pozorovatele mění fáze družice: v oblasti hlavního minima je k pozorovateli obrácena chladnější polokoule, zatímco v oblasti vedlejšího minima vidí pozorovatel hlavně horkou polokouli. satelitu. To vede k výraznému zvýšení jasu soustavy v oblasti sekundárního minima [2] [3] .

Elipticita komponent

Rýže. 3 znázorňuje světelnou křivku β Lyr  , zákrytové dvojhvězdy s eliptickými složkami . Dny jsou vyneseny na úsečce a velikost systému je vynesena na ose pořadnice. Systém se skládá z hvězd různé jasnosti a poloměru. Hmotnější z hvězd je obklopena akrečním diskem . Disk vznikl z hmoty vytékající z méně masivní složky, která vyplnila jeho Rocheův lalok . Plynulá změna jasu mezi minimy ukazuje na deformaci složek: v důsledku blízkosti hvězd se jejich postavy deformují vlivem slapových sil , ztrácejí svůj kulový tvar a roztahují se k sobě. Jak se systém přibližuje k zatmění, zdánlivá projekce hvězd na nebeskou sféru klesá a jasnost systému klesá. Po opuštění zatmění plocha viditelné projekce naopak roste a s ní roste i jas systému. Největší jasnost má soustava ve fázi blízko středu mezi minimy, kdy složky směřují k pozorovateli bokem a jejich viditelná projekce na nebeskou sféru má největší plochu. K hladké změně jasu přispívá i akreční disk [4] .

Poznámky

  1. ↑ Tsesevič V.P. § 7. Co přináší studium světelné křivky hvězdy typu Algol? // Proměnné hvězdy a jejich pozorování. - M .: Nauka , 1980. - S. 27-35. — 176 str. - ( Knihovna amatérského astronoma ).
  2. ↑ 1 2 H. E. Bond, W. Liller, E. J. Mannery. UU Sagittae: ​​​​Eclipsing Nucleus of the Planetary Nebula Abell 63  //  The Astrophysical Journal  : mezinárodní astrofyzikální časopis. - The American Astronomical Society, 1978. - Sv. 223 . - str. 252-259 .
  3. ↑ Al Ganonim. Lov na blízké dvojhvězdy: efekt odrazu a plochá minima  (anglicky)  (nepřístupný odkaz - historie ) . Planet Hunter Talk. Staženo 9. října 2013.
  4. ↑ Jim Kaller. Sheliak  (anglicky) . hvězdy . stars.astro.illinois.edu. Získáno 9. října 2013. Archivováno z originálu dne 7. listopadu 2012.

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie