光度曲線
惑星科学では、光度曲線から小惑星、衛星、彗星(の核)といった太陽系小天体の自転周期を求めることができる。太陽系小天体の多くは、球形から逸脱した形をしているので、自転に伴って太陽に照らされた面が見かけ上変化し、明るさが変化する。そのため、光度曲線の極大から極大までの経過時間によって、自転周期が推定できる。通常は、1回自転する間に、2度の極大が現れる。
また、光度極大と極小との間で明るさがどの程度変化するか、その差は、天体の形や天体表面で反射率(アルベド)がどう分布するかに影響される。例えば、いびつな形をした天体は光度曲線の極大・極小がはっきりするのに対し、球形に近い天体では光度一定に近い平坦な光度曲線になる、といったことがある。
天体が衛星を持つと、衛星による天体の食が起こって光度が変化する場合がある。そのとき、光度曲線から天体の大きさや衛星の公転周期を求め、天体の質量や密度も推定することが可能である。
天体の光度変化は、その背景にある物理過程次第では、観測する色(波長)によって異なる振る舞いをするため、光度曲線を作成するにあたっては、明るさの測定は特定の波長範囲(波長帯、バンド)で行うことが多い。例えば、主星と伴星の表面温度が大きく異なる食連星では、主星が伴星を隠すときと伴星が主星を隠すときとで、光度曲線の極小の深さが、観測する色によって違ってくるし、脈動変光星では、光度極大となる時刻が色によって異なる。
一方で、特に変光星の分野では、波長域を限定しない可視光での眼視観測も根強く行われている。最小限の機材で始めることができて、データ整約なども必要ない眼視観測は、観測者の裾野を大きく広げ、CCDカメラが普及した後も、天文学者の観測や主要な掃天観測だけではとても手が回らない数多くの変光星で光度曲線が得られたり、器械観測には不向きな明るい変光星の観測や、いつ変光するかわからない天体の監視などに一定の成果がある。