Լույսի կոր

Լույսի կոր (անգլ.՝ light curve), աստղագիտության մեջ երկնային մարմնի կամ տարածքի լուսավորության ինտենսիվության փոփոխությունը ժամանակի ընթացքում ցույց տվող գծագիր։ Ուղղահայաց առանցքի վրա (y) նշվում է ստացված լույսի պայծառությունը (հաճախ աստղային մեծության տեսքով), իսկ հորիզոնական առանցքի վրա (x)՝ ժամանակը։ Լույսը չափվում է, որպես կանոն, որոշակի հաճախականության միջակայքում կամ սպեկտրալ տիրույթում (ֆիլտրում)։

Լույսի կորերը կարող են լինել պարբերական, օրինակ՝ խավարող երկկերպակների (անգլ.՝ eclipsing binaries), Ցեֆեիդ փոփոխականների, այլ պարբերական փոփոխական աստղերի կամ անցնող էկզոմոլորակների դեպքում։ Դրանք կարող են լինել նաև Ա պարբերական, ինչպես նոր աստղերի, կատակլիզմիկ փոփոխականների, գերնոր աստղերի (անգլ.՝ supernova), մանրառեցման (անգլ.՝ microlensing) կամ ծածկման երևույթների ժամանակ դիտարկվող երկկերպակների լույսի կորերը։

Լույսի կորերի և ուղեկցող դիտարկումների ուսումնասիրությունը կարող է արժեքավոր տեղեկատվություն հաղորդել այն ֆիզիկական գործընթացների վերաբերյալ, որոնք առաջացնում են տվյալ լուսավորության փոփոխությունները, կամ օգնել սահմանափակել այդ գործընթացները նկարագրող ֆիզիկական տեսությունները։

Փոփոխական աստղեր

Փոփոխական աստղերի երևացող աստղային մեծության գծագրերը ժամանակի նկատմամբ հաճախ օգտագործվում են դրանց վարքը տեսանելի և վերլուծելի դարձնելու համար։ Թեև փոփոխական աստղերի տիպաբանությունը գնալով ավելի հաճախ կատարվում է սպեկտրային հատկությունների հիման վրա, դրանց պայծառության փոփոխության ամպլիտուդը, պարբերությունը և կանոնավորությունը շարունակում են կարևոր գործոններ մնալ։ Որոշ աստղեր, օրինակ՝ Ցեֆեիդները, ունեն խիստ կանոնավոր լույսի կորեր, որոնցում յուրաքանչյուր պտույտ ունի նույն պարբերությունը, ամպլիտուդը և ձևը։ Այլ աստղեր, ինչպիսիք են Միրայի տիպի փոփոխականները, ցուցաբերում են ավելի քիչ կանոնավոր լույսի կորեր՝ մի քանի աստղային մեծության մեծ ամպլիտուդով։ Կիսակարևոր փոփոխականներն (semiregular variables) ունեն ավելի անկանոն լուսային կորեր և փոքր ամպլիտուդներ^[1]։

Փոփոխական աստղերի լույսի կորերի ձևերը կարող են արժեքավոր տեղեկատվություն հաղորդել այն ֆիզիկական գործընթացների մասին, որոնք հանգեցնում են պայծառության փոփոխություններին^[2]։ Խավարող փոփոխականների դեպքում լույսի կորի ձևը ցույց է տալիս խավարման ամբողջականության աստիճանը, աստղերի հարաբերական չափերը և դրանց մակերեսային պայծառության հարաբերակցությունները^[3]։ Լույսի կորը կարող է նաև տեղեկատվություն տալ ուղեծրի էքսցենտրիկության (էլիպսաձևության) և աստղերի ձևային աղավաղումների մասին^[4]։

Սուպերնովա

Գերնոր աստղերի լույսի կորերը կարող են տեղեկատվություն տալ դրանց տիպի մասին։ Թեև սուպերնովաների տիպավորումը հիմնված է հիմնականում դրանց սպեկտրային հատկությունների վրա, յուրաքանչյուր տիպի համար գոյություն ունեն բնորոշ լույսի կորերի ձևեր։

1-ին տիպի սուպերնովաները ունեն լույսի կորեր՝ սուր առավելագույնով և աստիճանաբար նվազող պայծառությամբ, մինչդեռ 2-րդ տիպի սուպերնովաները ունեն պակաս սուր պիկեր։ Լույսի կորերը հատկապես օգտակար են թույլ երևացող սուպերնովաների դասակարգման և ենթատիպերի որոշման համար։

Օրինակ 2-րդ-P տիպի (որտեղ «P»-ը նշանակում է «պլատո», այսինքն՝ հարթեցում) սուպերնովաները սպեկտրային տեսանկյունից նման են 2-րդ-L տիպին (որտեղ «L»-ը նշանակում է «գծային»), սակայն տարբերակվում են լույսի կորով․ 2-րդ-P տիպում պայծառության նվազման փուլը մի քանի շաբաթ կամ ամիս դանդաղում է՝ առաջացնելով պլատո, ապա միայն վերսկսում մարումով^[5]։

Մոլորակային աստղագիտություն

Մոլորակագիտության մեջ լույսի կորերը կարող են օգտագործվել՝ որոշելու փոքր մոլորակների, արբանյակների կամ գիսաստղերի միջուկների պտտման պարբերությունը։ Երկիր մոլորակից դիտարկելիս հաճախ հնարավոր չէ լուծել Արեգակնային համակարգի փոքր մարմինները նույնիսկ ամենահզոր աստղադիտակներով, քանի որ դրանց տեսանելի անկյունային չափսը դետեկտորի վրա մեկ պիքսելից էլ փոքր է։ Այդ պատճառով աստղագետները չափում են մարմնի արձակած լույսի քանակը ժամանակի ընթացքում՝ ստանալով լույսի կոր։

Լույսի կորում պիկերի միջև ժամանակային հեռավորությունը թույլ է տալիս գնահատել մարմնի պտտման պարբերությունը։ Իսկ առավելագույն և նվազագույն պայծառությունների տարբերությունը (այսինքն՝ լույսի կորի ամպլիտուդը) կարող է պայմանավորված լինել կամ մարմնի ձևով, կամ նրա մակերեսի վրա եղած պայծառ ու մութ հատվածներով։ Օրինակ՝ ոչ սիմետրիկ աստերոիդների լույսի կորերը սովորաբար ունեն ավելի արտահայտված պիկեր, մինչդեռ գրեթե գնդաձև մարմինների լույսի կորերը լինում են հարթ ու մեղմ^[6]։ Սա հնարավորություն է տալիս աստղագետներին եզրակացնել տվյալ աստերոիդի ձևի և պտտման (բայց ոչ չափի) վերաբերյալ կարևոր տեղեկություններ։

Աստերոիդների լույսի կորերի տվյալների բազա

Լույսի կորի որակի կոդ

Collaborative Asteroid Lightcurve Link (CALL) նախաձեռնության Աստերոիդների լույսի կորերի տվյալների բազայում (LCDB) օգտագործվում է թվային կոդ՝ փոքր մոլորակների լույսի կորերի պտտման պարբերության լուծման որակը գնահատելու համար (սակայն այն պարտադիր չէ, որ արտահայտի սկզբնական տվյալների ճշգրտությունը)։

Գնահատման պարամետրն է U՝ որը ընդունում է արժեքներ 0-ից մինչև 3՝ ըստ վստահելիության մակարդակի․

U = 0 → Արդյունքը հետագայում ապացուցվել է սխալ
U = 1 → Արդյունքը հիմնված է մասնատված լույսի կոր(եր)ի վրա, կարող է ամբողջությամբ սխալ լինել
U = 2 → Արդյունքը հիմնված է ոչ ամբողջական դիտարկման վրա․ պարբերությունը կարող է սխալ լինել մինչև 30% կամ լինել երկիմաստ
U = 3 → Վստահելի արդյունք՝ տրված ճշգրտության սահմաններում․ բացարձակապես առանց երկիմաստության
U = n.a. → Տվյալը հասանելի չէ․ արդյունքը թերի է կամ անորոշ

Բացի այդ, U արժեքի վերջում կարող է օգտագործվել + կամ − նշան՝ նշելու համար, որ արդյունքի որակը մի փոքր բարձր կամ ցածր է տվյալ թվային արժեքից^[7]։

Ծածկման լույսի կորեր

Ծածկման երևույթների լույսի կորերը հաճախ բնութագրվում են որպես երկթիմված (բինար), երբ աստղի լույսը հանկարծակի անջատվում է, մնում անփոփոխ ամբողջ տևողության ընթացքում, ապա նույնքան հանկարծակի վերականգնվում։ Տևողությունը համապատասխանում է ծածկող մարմնի միջով անցնող լարային գծի երկարությանը (անգլ.՝ chord)։

Կան մի շարք դեպքեր, երբ անցումները չեն լինում ակնթարթային․

եթե կամ ծածկողը, կամ ծածկվող մարմինը երկակի է (օրինակ՝ կրկնաստղ կամ կրկնակի աստերոիդ), ապա դիտվում է աստիճանային (փուլային) լույսի կոր,
եթե ծածկվող մարմինը մեծ է (օրինակ՝ Անտարեսի նման հսկա աստղ), ապա անցումները լինում են աստիճանական,
եթե ծածկող մարմինը ունի մթնոլորտ (օրինակ՝ Տիտան արբանյակը), ապա նույնպես առաջանում են աստիճանական փոփոխություններ^[8]։

Այս դիտարկումները սովորաբար կատարվում են վիդեո սարքավորումներով, իսկ անհետացման և հայտնվելու պահերը չափվում են GPS-ով սինխրոնացված Video Time Inserter (VTI) սարքի միջոցով։

Ծածկման լույսի կորերը արխիվացվում են VizieR տվյալների ծառայությունում^[9]։

Էկզոմոլորակների հայտնաբերում

Աստղի լույսի կորում պարբերաբար իջեցումներ (փոքրամասնություններ) կարող են առաջանալ այն պատճառով, որ արտամոլորակը անցնում է իր աստղի առջևով՝ փակելով դրա լույսը։ Երբ էկզոմոլարակն անցնում է աստղի դիմացով, աստղի լույսը ժամանակավորապես մասնակիորեն արգելափակվում է, ինչի հետևանքով լույսի կորում արձանագրվում է ընկում։

Այս իջեցումները պարբերական են, քանի որ մոլորակները պտտվում են իրենց աստղերի շուրջ՝ որոշակի պարբերությամբ։ Շատ արտամոլորակներ հայտնաբերվել են հենց այս մեթոդով, որը հայտնի է որպես աստղագիտական անցման մեթոդ (անգլ.՝ transit method)։

Լույսի կորի ինվերսիա

Լույսի կորի ինվերսիան մաթեմատիկական մեթոդ է, որն օգտագործվում է պտտվող մարմինների մակերեսները մոդելավորելու համար՝ դրանց պայծառության փոփոխությունների հիման վրա։ Այս մեթոդը կարելի է կիրառել՝ արդյունավետ կերպով պատկերացնելու աստղային բծերը (անգլ.՝ starspots) կամ աստերոիդների մակերեսի ալբեդոյի բաշխումը^[10]^[11]։

Մանրառեցում

Մանրառեցումը (անգլ.՝ microlensing) գործընթաց է, որի ընթացքում համեմատաբար փոքր և ցածր զանգված ունեցող աստղագիտական մարմինները առաջացնում են հեռավոր օբյեկտների պայծառության կարճատև, թույլ աճ։ Սա պայմանավորված է հարաբերականության տեսությանփոքր ազդեցությամբ, որն ունի նույն ֆիզիկական բնույթը, ինչ ավելի զանգվածային գրավիտացիոն ոսպնյակները (անգլ.՝ gravitational lenses), սակայն հնարավորություն է տալիս հայտնաբերել և ուսումնասիրել այնպիսի աստղային կամ մոլորակային զանգված ունեցող մարմիններ, որոնք այլ կերպ չեն տեսանելի։ Այդ մարմինների հատկությունների մասին կարելի է եզրակացություններ անել՝ վերլուծելով մանրառեցման լույսի կորի ձևը։ Օրինակ՝ PA-99-N2 իրադարձությունը մանրառեցման երևույթ է, որը հնարավոր է առաջացած լինի Անդրոմեդա գալակտիկայի աստղի կողմից, որը կարող է ունենալ էկզոմոլորակ^[12]։

Ծանոթագրություններ

↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; և այլք: (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.
↑ 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.
↑ 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.
↑ 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.
↑ «Supernova». Georgia State University – Hyperphysics – Carl Rod Nave. 1998.
↑ Harris, A. W.; Warner, B. D.; Pravec, P. (2016). «Asteroid Lightcurve Derived Data V16.0». NASA Planetary Data System. 246: EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V16.0. Bibcode:2016PDSS..246.....H.
↑ «Asteroid Lightcurve Data Base (LCDB) – 4.1.2 U (QUALITY) CODE». Collaborative Asteroid Lightcurve Link. 2011 թ․ հոկտեմբերի 30. Արխիվացված է օրիգինալից 2015 թ․ նոյեմբերի 16-ին. Վերցված է 2016 թ․ մարտի 16-ին.
↑ Sicardy, B.; Brahic, A.; Ferrari, C.; Gautiert, D.; Lecacheux, J.; Lellouch, E.; Reques, F.; Arlot, J. E.; Colas, F. (1990 թ․ հունվարի 25). «Probing Titan's atmosphere by stellar occultation». Nature. 343 (6256): 350–353. Bibcode:1990Natur.343..350S. doi:10.1038/343350a0. ISSN 0028-0836. S2CID 4330667.
↑ Dave, Herald; Derek, Breit; David, Dunham; Eric, Frappa; Dave, Gault; Tony, George; Tsutomu, Hayamizu; Brian, Loader; Jan, Manek (2016). «VizieR Online Data Catalog: Occultation lights curves (Herald+ 2016)». VizieR On-line Data Catalog. 1. Bibcode:2016yCat....102033H.
↑ Harmon, Robert O.; Crews, Lionel J. (2000). «Imaging Stellar Surfaces via Matrix Light-Curve Inversion». The Astronomical Journal. 120 (6): 3274. Bibcode:2000AJ....120.3274H. doi:10.1086/316882.
↑ Roettenbacher, Rachael M.; Monnier, John D.; Harmon, Robert O.; Barclay, Thomas; Still, Martin (2013). «Imaging Starspot Evolution on Kepler Target KIC 5110407 Using Light-Curve Inversion». The Astrophysical Journal. 767 (1): 60. arXiv:1302.6268. Bibcode:2013ApJ...767...60R. doi:10.1088/0004-637X/767/1/60. S2CID 119221231.
↑ Haugan, S. V. H. (1996). «Separating Intrinsic and Microlensing Variability Using Parallax Measurements». In Kochanek, C.S.; Hewitt, Jacqueline (eds.). Astrophysical Applications of Gravitational Lensing. Symposium of the International Astronomical Union. Vol. 173. Melbourne; Australia: Kluwer Academic Publishers. էջ 277. arXiv:astro-ph/9508112. Bibcode:1996IAUS..173..277H.

[gcvs2-1] Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; և այլք: (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.

[russell2-2] 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.

[kron2-3] 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.

[wood2-4] 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.

[hyperphysics2-5] «Supernova». Georgia State University – Hyperphysics – Carl Rod Nave. 1998.

[lc2-6] Harris, A. W.; Warner, B. D.; Pravec, P. (2016). «Asteroid Lightcurve Derived Data V16.0». NASA Planetary Data System. 246: EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V16.0. Bibcode:2016PDSS..246.....H.

[LCDB2-7] «Asteroid Lightcurve Data Base (LCDB) – 4.1.2 U (QUALITY) CODE». Collaborative Asteroid Lightcurve Link. 2011 թ․ հոկտեմբերի 30. Արխիվացված է օրիգինալից 2015 թ․ նոյեմբերի 16-ին. Վերցված է 2016 թ․ մարտի 16-ին.

[sicardy19902-8] Sicardy, B.; Brahic, A.; Ferrari, C.; Gautiert, D.; Lecacheux, J.; Lellouch, E.; Reques, F.; Arlot, J. E.; Colas, F. (1990 թ․ հունվարի 25). «Probing Titan's atmosphere by stellar occultation». Nature. 343 (6256): 350–353. Bibcode:1990Natur.343..350S. doi:10.1038/343350a0. ISSN 0028-0836. S2CID 4330667.

[dave20162-9] Dave, Herald; Derek, Breit; David, Dunham; Eric, Frappa; Dave, Gault; Tony, George; Tsutomu, Hayamizu; Brian, Loader; Jan, Manek (2016). «VizieR Online Data Catalog: Occultation lights curves (Herald+ 2016)». VizieR On-line Data Catalog. 1. Bibcode:2016yCat....102033H.

[harmon2-10] Harmon, Robert O.; Crews, Lionel J. (2000). «Imaging Stellar Surfaces via Matrix Light-Curve Inversion». The Astronomical Journal. 120 (6): 3274. Bibcode:2000AJ....120.3274H. doi:10.1086/316882.

[roettenbacher2-11] Roettenbacher, Rachael M.; Monnier, John D.; Harmon, Robert O.; Barclay, Thomas; Still, Martin (2013). «Imaging Starspot Evolution on Kepler Target KIC 5110407 Using Light-Curve Inversion». The Astrophysical Journal. 767 (1): 60. arXiv:1302.6268. Bibcode:2013ApJ...767...60R. doi:10.1088/0004-637X/767/1/60. S2CID 119221231.

[haugan2-12] Haugan, S. V. H. (1996). «Separating Intrinsic and Microlensing Variability Using Parallax Measurements». In Kochanek, C.S.; Hewitt, Jacqueline (eds.). Astrophysical Applications of Gravitational Lensing. Symposium of the International Astronomical Union. Vol. 173. Melbourne; Australia: Kluwer Academic Publishers. էջ 277. arXiv:astro-ph/9508112. Bibcode:1996IAUS..173..277H.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]