Войти
В астрономии фазовая кривая описывает яркость отражающего тела как функцию его фазовый угол. Яркость обычно относится к абсолютной звездной величине объекта, которая, в свою очередь, является его видимой величиной на расстоянии астрономической единицы от Земли и Солнца. Фазовый угол равен дуге, наблюдаемой наблюдателем и солнцем, измеренной на теле.
Фазовая кривая полезна для характеристики реголита объекта (почвы) и атмосферы. Это также основа для вычисления геометрического альбедо и альбедо Бонда тела. В генерации эфемерид фазовая кривая используется вместе с расстояниями от объекта до Солнца и Земли для вычисления видимой звездной величины.
Фазовая кривая Меркурия и его оппозиция. Фазовая кривая Меркурия очень крутая, что характерно для тела, на котором обнаженный реголит (почва) открыт для просмотра. При фазовых углах более 90 ° (фаза полумесяца ) яркость особенно резко падает. Форма фазовой кривой указывает на средний наклон поверхности Меркурия около 16 °, что немного более гладко, чем у Луны. При приближении фазового угла к 0 ° (полностью освещенная фаза) кривая поднимается до резкого пика. Этот всплеск яркости называется эффектом оппозиции, потому что для большинства тел (но не Меркурия) он возникает при астрономическом противодействии, когда тело находится в небе напротив Солнца. Ширина волны оппозиции для Меркурия указывает на то, что как состояние уплотнения реголита, так и распределение размеров частиц на планете аналогичны таковым на Луне.
Ранние визуальные наблюдения, вносящие вклад в фазовую кривую Меркурия. были получены Г. Мюллером в 1800-х годах и Андре-Луи Данжоном в середине двадцатого века. В. Ирвин и его коллеги использовали фотоэлектрическую фотометрию в 1960-х годах. Некоторые из этих ранних данных были проанализированы Г. де Вокулером, обобщены Д. Харрисом и использованы для предсказания видимых звездных величин в Астрономическом альманахе на несколько десятилетий. Новые высокоточные наблюдения, охватывающие самый широкий на сегодняшний день диапазон фазовых углов (от 2 до 170 °), были выполнены А. Малламой, Д. Вангом и Р. Ховардом с использованием широкоугольного и спектрометрического коронографа (LASCO) на спутнике Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO). Они также получили новые наблюдения ПЗС с земли. Эти данные в настоящее время являются основным источником фазовой кривой, используемой в астрономическом альманахе для предсказания видимой звездной величины.
Видимая яркость Меркурия при наблюдении с Земли максимальна при фазовом угле 0 ° (верхнее соединение с Солнцем), когда она может достигать величины -2,6. При фазовых углах, приближающихся к 180 ° (нижнее соединение ), планета исчезает примерно до +5 звездной величины с точной яркостью, зависящей от фазового угла в этом конкретном соединении . Эта разница более чем в 7 звездных величин соответствует изменению видимой яркости более чем в тысячу раз.
Фазовая кривая Венеры по сравнению с Меркурием и превышение яркости Венеры. Относительно плоская фазовая кривая Венеры характерна для облачной планеты. В отличие от Меркурия, где кривая имеет сильный пик, приближающийся к нулю фазового угла (полная фаза), у Венеры закругленная. Широкий угол рассеяния света облаками, в отличие от более узкого рассеяния реголита, вызывает такое сглаживание фазовой кривой. Венера демонстрирует всплеск яркости около фазового угла 170 °, когда она представляет собой тонкий серп, из-за прямого рассеяния солнечного света каплями серной кислоты, которые находятся над верхушками облаков планеты. Даже за пределами 170 ° яркость не сильно падает.
История наблюдений и анализа фазовой кривой Венеры аналогична истории Меркурия. Лучший набор современных наблюдений и интерпретаций был предоставлен А. Малламой, Д. Вангом и Р. Ховардом. Они использовали прибор LASCO на SOHO и наземное оборудование CCD для наблюдения фазовой кривой от 2 до 179 °. Как и в случае с Меркурием, эти новые данные являются основным источником фазовой кривой, используемой в Астрономическом альманахе для предсказания видимых величин.
В отличие от Меркурия максимальная видимая яркость Венеры, видимой с Земли, не происходит при нулевом фазовом угле. Поскольку фазовая кривая Венеры относительно плоская, а расстояние до Земли может сильно варьироваться, максимальная яркость достигается, когда планета представляет собой серп с фазовым углом 125 °, при этом яркость Венеры может достигать -4,9 звездной величины. Вблизи нижнего соединения планета обычно исчезает примерно до величины -3, хотя точное значение зависит от фазового угла. Типичный диапазон видимой яркости Венеры в течение одного явления составляет менее 10 раз или всего 1% от яркости Меркурия.
Фазовая кривая Земли не была определена так точно, как кривые для Меркурия и Венеры, поскольку ее интегральную яркость трудно измерить с поверхности. Вместо прямого наблюдения земной свет, отраженный от части Луны, не освещенной Солнцем, служил индикатором. Несколько прямых измерений светимости Земли были получены с помощью космического корабля EPOXI. Хотя они не покрывают большую часть фазовой кривой, они показывают вращательную кривую блеска, вызванную прохождением темных океанов и ярких масс суши через полушарие. П. Гуд и его коллеги из Солнечной обсерватории Биг-Бэар измерили световой поток, а Т. Ливенгуд из НАСА проанализировал данные EPOXI.
Земля, если смотреть с Венеры вблизи от Солнца, была бы чрезвычайно яркая величина -6. Наблюдателю, находящемуся за пределами орбиты Земли на Марсе, наша планета могла бы казаться наиболее яркой во время ее наибольшего удлинения от Солнца, примерно с величиной -1,5.
Фазовая кривая Марса по сравнению с Меркурием. Только около 50 ° марсианской фазовой кривой можно наблюдать с Земли, поскольку она движется по орбите дальше от Солнца, чем наша планета. Есть всплеск оппозиции, но он менее выражен, чем у Меркурия. Вращение ярких и темных отметок на поверхности диска и изменчивость состояния атмосферы (включая пылевые бури) накладывают изменения на фазовую кривую. Р. Шмуде получил многие из измерений яркости Марса, которые использовались в комплексном анализе фазовой кривой, выполненном А. Малламой.
Поскольку орбита Марса значительно эксцентрична, его яркость на противоположной стороне может варьироваться от звездная величина от −3,0 до −1,4. Минимальная яркость составляет около +1,6, когда Марс находится на противоположном от Земли участке Солнца. Изменения вращения могут увеличивать или уменьшать яркость Марса на 5%, а глобальные пыльные бури могут увеличивать его светимость на 25%.
Самые удаленные планеты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун ) настолько далеки, что с Земли можно оценить только небольшие участки их фазовых кривых около 0 ° (полная фаза). Эта часть кривой обычно довольно плоская, как у Венеры, для этих облачных планет.
Видимая величина Юпитера находится в диапазоне от -2,9 до -1,4, Сатурна от -0,5 до +1,4, Урана от +5,3 до +6,0 и Нептуна от +7,8 до +8,0. Большинство этих изменений связано с расстоянием. Однако диапазон звездных величин Сатурна также зависит от его кольцевой системы, как описано ниже.
Фазовая кривая Сатурна, согласно Шмуде, демонстрирующая эффект оппозиции кольцевой системы. Яркость системы Сатурна зависит от ориентации его кольца система. Кольца вносят больший вклад в общую яркость системы, когда они больше наклонены к направлению освещения от Солнца и к обзору наблюдателя. Широко открытые кольца дают яркость только диску примерно на одну величину. Ледяные частицы, из которых состоят кольца, также создают сильный всплеск сопротивления. Космический телескоп Хаббл и изображения космического корабля Кассини были проанализированы в попытке охарактеризовать кольцевые частицы на основе их фазовых кривых.
Фазовая кривая Луны по сравнению с Меркурием. Фаза Кривая Луны примерно похожа на кривую Меркурия из-за сходства поверхностей и отсутствия атмосферы на обоих телах. Данные космического корабля Clementine проанализированы Дж. Хиллиером, Б. Буратти и К. Хилл указывают на рост лунного противостояния. Видимая величина Луны в полную фазу составляет -12,7, а в четверть фазы - на 21 процент яркости.
Фазовые кривые многих естественных спутников других планеты наблюдались и интерпретировались. Ледяные луны часто демонстрируют всплески противоположной яркости. Это поведение использовалось для моделирования их поверхностей.
Фазовые кривые многих астероидов также наблюдались, и они тоже могут иметь оппозиционные всплески. Таким образом можно физически классифицировать астероиды. Эффект вращения может быть очень большим, и его необходимо учесть перед вычислением фазовой кривой. Пример такого исследования представлен Р. Бейкером и его коллегами.
Программы для описания планет за пределами Солнечной системы во многом зависят от спектроскопии для определения компонентов и состояний атмосферы, особенно тех, которые которые указывают на присутствие форм жизни или которые могут поддерживать жизнь. Однако яркость можно измерить для очень далеких объектов размером с Землю, которые слишком тусклые для спектроскопического анализа. А. Маллама продемонстрировал, что анализ фазовой кривой может быть полезным инструментом для идентификации планет, похожих на Землю. Кроме того, Дж. Бейли указал, что аномалии фазовой кривой, такие как превышение яркости Венеры, могут быть полезными индикаторами атмосферных компонентов, таких как вода, которые могут иметь важное значение для жизни во Вселенной.
Выводы о реголите из фазовых кривых часто основываются на параметризации Хапке. Однако в ходе слепого теста М. Шепард и П. Хельфенштейн не нашли убедительных доказательств того, что конкретный набор параметров Хапке, полученных из фотометрических данных, может однозначно показать физическое состояние лабораторных образцов. Эти тесты включали моделирование трехчленных фазовых функций Хеньи-Гринштейна и эффекта оппозиции когерентного обратного рассеяния. Этот отрицательный результат предполагает, что модель переноса излучения, разработанная Б. Хапке может не подходить для физического моделирования на основе фотометрии.
