Obwiniaj bliską osobę

Article

January 28, 2023

Krzywa połysku — graficzna reprezentacja funkcji zmiany blasku obiektu astronomicznego w czasie. Pojęcie to stosuje się zarówno do obiektów samoświecących (gwiazd), jak i do obiektów odbijających światło pobliskich luminarzy (Słońce, gwiazdy). Takimi obiektami mogą być planety, ich satelity, asteroidy itp.

Definicja i znaczenie

Zmiana jasności ciała Układu Słonecznego jest zwykle spowodowana zmianą względnego położenia obiektu, Słońca i Ziemi w wyniku ruchu ciał na ich orbitach (zmiana fazy), a także obrót wokół własnej osi (jeśli na powierzchni ciała występują obszary o różnym albedo). W tym drugim przypadku krzywa jasności pozwala ustalić okres obrotu ciała. W gwiazdach zmiennych zmiana jasności może być spowodowana zarówno pulsacjami gwiazdy, jak i ruchem wokół niej ciemniejszej gwiazdy-satelity (zaciemniona zmienna) lub innymi przyczynami. Dlatego krzywe jasności są bardzo zróżnicowane. Niektóre gwiazdy mają wyraźną okresowość zmian jasności (cefeidy, gwiazdy przyciemnione), w innych okresowości prawie nie ma (gwiazdy typu T Tauri, gwiazdy migające), zdarzają się przypadki pośrednie, kiedy okresowość jest wyraźnie widoczna, ale wielkość okresu ulega zmianom (mirydy, zmienne typu RV Tauri). Stosunkowo słabe zmiany jasności gwiazdy mogą wskazywać na obecność w niej planet, dlatego analiza krzywej blasku jest podstawą tranzytowej metody znajdowania egzoplanet. W przypadku niektórych gwiazd zmienność można określić gołym okiem; aby uzyskać krzywe blasku wielu innych, wystarczą środki astronomii amatorskiej. Krzywa jasności gwiazdy zmiennej pozwala określić szereg jej parametrów fizycznych. Na przykład w przypadku zmiennych zaćmieniowych można określić okres rotacji, czas trwania zaćmienia, a także jego pełną fazę, stosunek jasności składników, stosunek ich temperatur, stosunek promień gwiazdy do promienia orbity, po której elementy obracają się wokół siebie. W obecności planet w gwieździe, a także w przypadku małych ciał Układu Słonecznego, amplituda zmiany jasności wynosi zaledwie ułamki procenta średniej wartości jasności.

Krzywe blasku gwiazd podwójnych

Jeśli przyjmiemy, że gwiazdy są kulistymi, sferycznie symetrycznymi ciałami, a linia wzroku obserwatora leży w płaszczyźnie ich orbity, teoretyczny wygląd krzywej jasności układu podwójnego pokazano na rysunku 2. Jednak takie założenia nie zawsze są prawda, a wygląd krzywej jasności może znacznie różnić się od teoretycznego. W szczególności w bliskich układach podwójnych na wygląd krzywej blasku mogą wpływać dodatkowe czynniki.

Efekt odbicia

Figa. 2a ilustruje wygląd krzywej blasku przesłoniętego zmiennego układu podwójnego z niewielką odległością między składnikami, w którym znajduje się gorący obiekt zwarty (biały karzeł) i zimna gwiazda ciągu głównego. Faza jest opóźniona wzdłuż osi odciętych: równość fazy zero (i jeden) odpowiada sytuacji, gdy zimny satelita zakrywa gorącego białego karła od obserwatora. Względna jasność układu w gwiazdowych wielkościach jest wykreślona wzdłuż osi y. Krzywa blasku jest podobna do krzywej blasku przedkataklizmicznej zmiennej UU Sagittae, centralnej gwiazdy mgławicy planetarnej Abell 63. W głównym minimum jasności (obszar oznaczony na rysunku jako minimum pierwotne): jasny biały karzeł jest w zaćmieniu, obserwator widzi tylko słabego, zimnego satelitę, więc całkowita jasność układu jest minimalna. Wzrost jasności na brzegach obszaru odpowiada częściowemu pociemnieniu białego karła. Gdy biały karzeł wysuwa się zza satelity podczas ruchu orbitalnego, obserwator widzi coraz więcej jego dysku, a jasność układu wzrasta. Faza 0,5 odpowiada pozycji, w której biały karzeł i satelita zamieniają się miejscami: biały karzeł znajduje się przed satelitą i przechodzi wzdłuż jego dysku w procesie ruchu orbitalnego. W tym samym czasie część dysku satelity ciemnieje, a na krzywej blasku pojawia się minimum wtórne (oznaczone na rysunku jako minimum wtórne). Ponieważ zaciemniona część satelity jest niewielka i ma niską (w porównaniu z białym karłem) temperaturę, jej jasność jest niska; w rezultacie dołek wtórny nie jest tak głęboki jak dołek główny. Krzywa pokazuje płynny wzrost jasności od minimum pierwotnego do minimum wtórnego: tak objawia się efekt odbicia. Ze względu na bliskość gwiazd, gorący biały karzeł ogrzewa półkulę satelity zwróconą do niego, więc półkula zwrócona do białego karła jest gorętsza i jaśniejsza niż przeciwna. W procesie ruchu orbitalnego faza satelity zmienia się dla obserwatora zewnętrznego: w obszarze minimum głównego zimniejsza półkula jest zwrócona w stronę obserwatora, natomiast w obszarze minimum wtórnego obserwator widzi głównie gorącą półkulę satelity. Prowadzi to do znacznego wzrostu jasności układu w obszarze w pobliżu minimum wtórnego. W procesie ruchu orbitalnego faza satelity zmienia się dla obserwatora zewnętrznego: w obszarze minimum głównego zimniejsza półkula jest zwrócona w stronę obserwatora, natomiast w obszarze minimum wtórnego obserwator widzi głównie gorącą półkulę satelity. Prowadzi to do znacznego wzrostu jasności układu w obszarze w pobliżu minimum wtórnego. W procesie ruchu orbitalnego faza satelity zmienia się dla obserwatora zewnętrznego: w obszarze minimum głównego zimniejsza półkula jest zwrócona w stronę obserwatora, natomiast w obszarze minimum wtórnego obserwator widzi głównie gorącą półkulę satelity. Prowadzi to do znacznego wzrostu jasności układu w obszarze w pobliżu minimum wtórnego.

Eliptyczność składników

Figa. 2b i 2c ilustrują widok krzywej blasku β Lyr — zaciemnionego układu podwójnego z elementami eliptycznymi. System składa się z gwiazd o różnej jasności i promieniu. Najbardziej masywna gwiazda jest otoczona dyskiem akrecyjnym. Dysk uformowany z materiału wypływającego z mniej masywnego komponentu, który wypełnił jego wnękę Roche'a. Płynna zmiana jasności między minimami wskazuje na deformację składników: z powodu bliskiego położenia gwiazd pod działaniem sił pływowych ich kulisty kształt jest zniekształcony, są one rozciągnięte względem siebie. Gdy układ zbliża się do zaćmienia, pozorna projekcja gwiazd na sferę niebieską maleje, a jasność układu spada. Po wyjściu z zaciemnienia zwiększa się obszar widocznej projekcji, a wraz z nim zwiększa się jasność układu. System ma największą jasność w fazie bliskiej środka między minimami, gdy elementy składowe są zwrócone bokiem do obserwatora, a ich rzut na sferę niebieską ma największy obszar. Dysk akrecyjny również przyczynia się do płynnej zmiany jasności.

Notatki

Połączyć

Krzywe blasku i to, co mogą nam powiedzieć [Zarchiwizowane 21 lutego 2017 r. w Wayback Machine.] / Astronomer's Toolbox, GSFC NASA (angielski)

Original article in Ukrainian language