¿Qué es una Curva de Luz?
Una gráfica que muestra los cambios en el brillo contra el tiempo se llama curva de luz. El brillo es una medida de la intensidad de la energía electromagnética, o "flujo" de una estrella. Históricamente, e incluso ahora, los astrónomos a menudo traducen el brillo o el flujo de una estrella a una "magnitud aparente", que describe que de brillante parece ser una estrella. Una estrella de primera magnitud, como Aldebaran en la constelación de Tauro, es 2,5 veces más brillante que una estrella de segunda magnitud, como Polaris, en la constelación de Ursa Minor. Entonces, contrario a la intuición, una estrella más tenue tiene una magnitud mayor y una estrella más brillante tiene una magnitud menor.
Diferentes estrellas tienen diferentes brillos, medidos por su magnitud o flujo de energía. El brillo se ve afectado tanto por la luminosidad intrínseca de una estrella (por ejemplo, qué tan grande y caliente es la estrella), como por su distancia a la Tierra. Una estrella que es variable mostrará cambios en su flujo o magnitud con el tiempo. Si los astrónomos miden el brillo de una estrella variable repetidamente durante muchas noches, pueden comparar su magnitud con la fecha. En lugar de usar día, mes y año, una forma común de anotar la fecha numéricamente es usar el Día juliano modificado o MJD. El día de Año Nuevo de 2000 fue MJD 51544. Dos observaciones tomadas con una hora de diferencia diferirán en un veinticuatro de un día, o 0,041 MJD. A continuación se muestra una curva de luz sonificada de magnitud frente a MJD para una estrella variable RR Lyra.
Cierta variabilidad se repite de manera confiable, después de una cantidad de tiempo predecible llamada período de variabilidad. Por ejemplo, la estrella RR Lyra tipo-d cuya curva de luz se muestra arriba se vuelve más brillante y más débil y luego vuelve a brillar cada 11 horas (o 0,458 días). Su período es de 11 horas. Ese período se puede detectar de la curva de luz sin procesar, observada arriba "doblandola" en muchos períodos de prueba (dividiendo cada tiempo de medición desde el inicio por un período candidato), hasta que un patrón repetido se vuelve claro en una curva de luz "doblado en fase". A continuación se muestra una luz doblada en fase sonificada para la misma estrella de arriba.
La curva de luz plegada en fase se puede ajustar con una función matemática. En el tipo más simple de variabilidad, puede ser una curva sinusoidal simple de un solo período, amplitud y fase. Los patrones de variabilidad más complicados se pueden representar matemáticamente sumando curvas sinusoidales con diferentes amplitudes y fases. La función matemática final de ajuste ideal permite una representación teórica fluida de la variabilidad. A continuación se muestra una función sonificada de ajuste ideal para la misma estrella RRd anterior.
Cierta variabilidad es más impredicible. o "aperiódico". Las estrellas fulgurantes son un buen ejemplo, donde pueden ocurrir grandes erupciones similares a las erupciones solares en momentos impredecibles. Los cuásares también muestran una variabilidad aperiódica, pero los cambios suelen tardar años o décadas y tienden hacia arriba o hacia abajo lentamente. Una supernova representa la destrucción explosiva de una estrella, por lo que ciertamente no es periódica. Para las variables aperiódicas, no podemos encontrar ningún período, poner en fase la curva de luz en ningún período ni ajustar matemáticamente la curva de luz a ningún período, por lo que solo representamos el brillo en función del tiempo.