光变曲线

光变曲线是天文学上表示天体相对于时间的亮度变化图形，是时间的函数，通常会显示出一种特定的频率间隔或是带状。光度曲线会呈现周期性，像是食双星、造父变星和其他的各种变星，或是非周期性的，像是新星、激变变星、超新星或微透镜事件，的光变曲线。研究光变曲线，并配合其他的观测，能获得重要的讯息，像是导致这种过程的物理机制，或是制约这种行为的物理理论。

以2006年10月6日约翰山大学天文台的观测为基础绘制的小行星201 Penelope光度曲线，显示出一个以上完整的自转周期，至少是3.7474小时。

行星学

在行星学，光度曲线可以用于估计小行星、卫星、或彗核的自转周期。由于物体的大小通常只是不能分辨出形状的光点，明显的小于检测器的一个画素，因此即使是最强而有力的望远镜，也没有办法从地球解析出太阳系中一个天体的大小。因此，天文学家测量它们随着时间变化的总光量 (光度曲线)。从光度曲线上被时间上分隔的两个峰值可以估计该天体的自转周期。最高亮度和最低亮度之间的差异 (光度曲线的振幅) 可能是由于该物体的形状，或是其表面明亮和黑暗的地区造成的。例如，一颗非对称小行星的光度曲线一般会有明显的峰值；而越接近球型的天体，光度曲线越平缓。当光度曲线涵盖了延续的周期，他就称为长期光度曲线。

小行星光度曲线

小行星光度曲线是一颗小行星的亮度相对于时间变化的光变曲线。 一般小行星的光变曲线是由小行星不规则的表面造成的，当她们转动时被反射至地球的亮度也会改变，这就会造成周期性的亮度变化。光度曲线，或是亮度对时间变化的图表，可以用于确认这个对象的旋转速率。

光度曲线性质码

小行星光度曲线数据库（LCDB，Asteroid Lightcurve Database）的共同小行星光度曲线炼（CALL，Collaborative Asteroid Lightcurve Link）使用数字代码来评估小行星光度曲线的周期解决方案性质（它不需要实际的基础资料做评估）。它的性质码参数"U"的范围从0（不正确）到3（非常明确）：

• U = 0 → 结果证明不正确
• U = 1 → 基于片段的光度曲线，可能是完全错误的结果。
• U = 2 → 基于小于完整的光度曲线覆盖率，周期的错误可能达到30%或是模棱两可。
• U = 3 → 在给定的精度范围内，毫无疑问。没有歧义。
• U = n.a. → 无用的。不完整或不确定的结果。

尾随的加号（+）或减号（-）也用于只是比不加符号的值略好或较差。

植物学

在植物学，光度曲线显示在不同光照强度下叶片组织或藻类回应的光合作用。曲线的形状说明了限制因素的原则，在低光度下，光合作用的速率受限于叶绿素的浓度与光倚反应的效率，但是在更高光度的水准下，它的效率限制是碳酸酐酶和二氧化碳可用性。在曲线上两个不同斜率交会的点称为光饱和点，是光倚反应产生更多ATP (腺苷三磷酸) 和 NADPH (烟碱酰胺腺二核苷磷酸)，而能够被光独立反应应用。由于光合作用还受到环境中二氧化碳排放量的限制，光度曲线经常重复出现在几个不同的恒定二氧化碳浓度。

外部链接

• 美国变星协会（AAVSO）的线上光变曲线产生器（页面存档备份，存于互联网档案馆） 能描绘数千颗变星的光变曲线。
• 光变曲线：简介（页面存档备份，存于互联网档案馆）（由NASA宇宙的影像提供）