Işık eğrisi

Işık eğrisi (İngilizce light curve), bir gök cisminin parlaklığının zamana göre çizilmiş grafiğidir. Yatay eksende zaman, dikey eksende parlaklık (çoğu zaman kadir ya da göreli akı) bulunur; ölçüm genellikle belirli bir dalga boyu aralığında yapılır. Tek bir fotoğraf cismin o andaki görünümünü verir; ışık eğrisi ise "bu cisim nasıl değişiyor?" sorusunu yanıtlar. Bir yıldızın nabız gibi atması, bir gezegenin önünden geçmesi ya da bir yıldızın patlayıp sönmesi, eğrinin biçiminden okunabilir.

Nasıl ölçülür?

Bir teleskop aynı gök alanını belirli aralıklarla tekrar tekrar görüntüler, her karede cismin parlaklığı ölçülür (fotometri) ve noktalar zamana göre dizilir. Ölçüm aralığına "kadans" denir ve hedefe göre seçilir. Kepler Uzay Teleskobu'nun uzun kadanslı verisi 29,4 dakikada (1.765,5 saniye), kısa kadanslı verisi 58,89 saniyede bir alınıyordu; fotometresinin tipik ölçümlerde duyarlılığı yaklaşık 29 ppm idi (ppm, milyonda bir demektir; tasarım hedefi 20 ppm'di). TESS'in ilk görev döneminde ise seçilmiş yaklaşık 15.000 yıldız 2 dakikalık kadansla, tüm görüş alanı ise 30 dakikalık tam kare görüntülerle izleniyordu.

Eğri bir kez elde edilince üç şeye bakılır: dönem (desenin ne kadar sürede yinelendiği), genlik (en parlak ile en sönük hâl arasındaki fark) ve şekil (parlaklığın nasıl yükselip alçaldığı). Şekil, olayın fiziğini ele verir. Örneğin örten bir çift yıldızda eğrinin biçimi tutulmanın tam mı kısmi mi olduğunu, yıldızların göreli boyutlarını ve yüzey parlaklıklarını söyler.

Örnekler

Gezegen geçişleri

Bir gezegen, yıldızıyla bizim aramızdan geçerken yıldızın ışığının çok küçük bir kısmını keser ve eğride kısa, düzenli aralıklarla tekrarlanan bir çukur oluşur. NASA bu yöntemi, yıldızlardan gelen ışıktaki küçük düşüşleri yakalamak olarak anlatır; çukurların aralığından gezegenin yörünge süresi, yıldızın kütlesiyle birlikte de yörünge boyutu hesaplanır (ayrıntısı geçiş yöntemi sayfasında). Düşüşün büyüklüğü gezegenin boyuna bağlıdır: Güneş benzeri bir yıldızın önünden geçen Dünya boyutlu bir gezegen yalnızca yaklaşık 80 ppm (yüzde 0,008) karartma yapar. Geçiş yöntemiyle gözlenen ilk gezegen olan HD 209458 b'de, 1999'daki ölçümlerde yıldızın parlaklığı yaklaşık yüzde 1,7 düşmüştü.

Kepler, 7 Mart 2009'da fırlatıldı ve yaklaşık 150.000 yıldızın bulunduğu küçük bir gök alanına dört yıl boyunca baktı; görev 15 Kasım 2018'de sona erdi. TESS ise 18 Nisan 2018'de fırlatıldı ve gökyüzünün yaklaşık yüzde 85'ini tarıyor. Gezegenin kendisi de eğri verebilir: Spitzer Uzay Teleskobu, HD 80606 b adlı gezegenin yörüngesinde ısınıp soğumasını bir ışık eğrisiyle izledi (bu sayfanın kapak görseli).

Değişen yıldızlar

Parlaklığı zamanla değişen yıldızların tanınması ışık eğrisine dayanır (genel çerçeve için değişen yıldız sayfasına bakın). Cepheus takımyıldızındaki Delta Cephei'nin parlaklığı 5,366249 günlük bir dönemle yaklaşık 3,48 ile 4,37 kadir arasında gider gelir; eğride parlaklığa çıkış, sönmeden daha hızlıdır. Değişkenliğini 1784'te John Goodricke fark etmiştir ve bu yıldız tüm sınıfa adını verir (Sefe değişeni). Mira ise yaklaşık 332 günlük, çok daha geniş genlikli ve daha düzensiz bir eğri çizer: en parlakken yaklaşık 2,0-3,5, en sönükken 8,6-10,1 kadirdir.

Perseus'taki Algol'de ise parlaklık düşmeleri pulsasyondan değil, bir çift yıldız sisteminde yıldızların birbirini örtmesinden gelir. Algol normalde yaklaşık 2,1 kadirdir; 2,867 günde bir, yaklaşık 10 saat süren kısmi tutulmalarla 3,4'e kadar sönükleşir. Eğrinin dönemi ve şekli, sisteme "ne tür bir değişen" olduğunu söyler.

Süpernovalar

Bir süpernovanın ışık eğrisi, patlamadan sonraki haftalar ve aylar içindeki parlaklık öyküsüdür. Tip I süpernovalarda keskin bir tepe ve ardından yavaş bir sönme görülür; Tip II-P'de tepeden kısa süre sonra parlaklığın aylarca yaklaşık sabit kaldığı bir "plato" oluşur, Tip II-L ise doğrusal biçimde sönükleşir. Sönmeyi büyük ölçüde nikel-56'nın (yarı ömrü 6 gün) kobalt-56'ya, onun da (yarı ömrü 77,3 gün) demir-56'ya bozunması besler. Tip Ia süpernovalar yaklaşık -19,3 mutlak kadire ulaşır ve birbirine çok benzediği için uzaklık ölçmekte kullanılır. En iyi izlenmiş örneklerden SN 1987A'nın ışığı 23 Şubat 1987'de Dünya'ya ulaştı; parlaklık yaklaşık üç ay yükseldi ve Mayıs 1987'de yaklaşık 3 kadire çıktı.

Sık karıştırılanlar

• Işık eğrisi ile tayf: Işık eğrisi parlaklığın zamanla, tayf ise ışığın dalga boyuyla değişimini gösterir. İkisi birbirini tamamlar; geçiş çukuru bir gezegenin boyunu, tayf ise o gezegenin atmosferinin bileşimini sorgulamak için kullanılır.
• Her çukur gezegen değildir: Küçük bir yıldızın ya da kahverengi cücenin geçişi, sönük arka plan örten çiftleri ya da çift yıldızların sıyırma tutulmaları gezegen gibi görünen çukurlar yaratabilir. 2012'de yapılan bir çalışma, Kepler'in tek gezegenli sistemlerdeki geçiş adaylarında yanlış alarm oranının yüzde 40'a kadar çıkabileceğini bulmuştur. Bu yüzden adaylar, örneğin dikine hız ölçümleriyle, gövdenin gerçekten gezegen kütlesinde (13 Jüpiter kütlesinin altında) olduğu doğrulanarak onaylanır.
• Yatay eksen her zaman takvim zamanı değildir: Dönemli olaylar çoğu kez "faz" ekseninde çizilir; yani birçok turun verisi tek bir yörünge ya da titreşim döngüsünün üzerine katlanır. Spitzer'in HD 80606 b grafiğindeki yatay eksen, yörünge evresidir.
• Parlaklık ekseni ters olabilir: Kadir ölçeğinde sayı büyüdükçe cisim sönükleştiği için, kadir cinsinden çizilen eğrilerin dikey ekseni genellikle ters çevrilir; yukarısı "daha parlak" demektir.
• Işık eğrisi yalnızca yıldızlara özgü değildir: Asteroitlerin dönme süreleri, yıldız yüzeylerinin haritalanması ve kütleçekimsel mikromerceklenme olaylarıyla görünmeyen cisimlerin bulunması da ışık eğrilerinden yapılır.