위상 곡선(astronomy)

Phase curve (astronomy)

천문학에서 위상 곡선은 반사체의 밝기를 위상 각도의 함수로 설명한다. 밝기는 보통 물체의 절대 크기를 가리키는데, 이는 지구와 태양으로부터 천문단위 거리에 있는 물체의 겉보기 규모다. 위상각은 몸에서 측정한 태양과 관측자가 소분하는 호와 같다.

위상 곡선은 물체의 퇴석(토양)과 대기를 특징짓는 데 유용하다. 그것은 또한 신체의 기하학적 알베도와 본드 알베도를 계산하는 기초가 된다. 에피메리스 생성에서 위상 곡선은 물체에서 태양 및 지구까지의 거리와 함께 사용하여 겉보기 크기를 계산한다.

수성.

수성의 위상곡선과 그 반대파가 급증한다.[1]

수성의 위상곡선은 매우 가파르는데, 이는 맨 퇴석(토양)이 보이는 신체의 특징이다. 90°를 초과하는 위상각(crescent phase)에서는 밝기가 특히 급격히 떨어진다. 위상곡선의 모양은 수성 표면의 평균 경사가 약 16°[1]로 달보다 약간 부드럽다는 것을 나타낸다. 위상각 0°(완전 조명 위상)에 접근하면 곡선이 날카로운 피크로 상승한다. 이러한 밝기의 급증은 대부분의 신체(수성은 아니지만)가 하늘의 태양과 반대일 때 천문학적 반대에서 발생하기 때문에 반대 효과라고[2][3] 불린다. 수성에 대한 반대파의 폭은 리오리스의 압축 상태와 지구상의 입자 크기 분포가 달과 비슷하다는 것을 나타낸다.[1]

수성의 위상 곡선에 기여하는 초기 시각적 관찰은 1800년대 G. 뮬러에[4] 의해, 20세기 중반 안드레 루이스 단전에[5][6][7] 의해 얻어졌다. W. 어바인과 동료들은[8] 1960년대에 광전 광도계를 사용했다. 이러한 초기 데이터 중 일부는 G. de Vaucouleurs에 의해 분석되었고,[9][10] D에 의해 요약되었다. 해리스와[11] 천문연락에서[12] 수십 년 동안 외관상의 크기를 예측하는 데 사용되었다. 현재까지 위상 각도의 가장 광범위한 범위를 포괄하는 매우 정확한 새 관측치(2~170°) A에 의해 수행되었다. 말라마, D. 왕과 R. 하워드는[1] 태양 및 태양권 관측소(SOHO) 위성의 Large Angle and Spectrometric Coronograph(LASCO)를 사용한다. 그들은 또한 지상에서 새로운 CCD 관측을 얻었다. 이러한 데이터는 이제 천문연락에서[13] 외관상 크기를 예측하는 데 사용되는 위상 곡선의 주요 출처가 되었다.

지구에서 볼 수 있는 수성의 겉보기 밝기는 위상각 0°(태양과 더 높은 연계)에서 가장 크다. 0°는 진폭 -2.6에 도달할 수 있다.[14] 위상 각도가 180°에 근접할 때(이열접합) 행성은 해당 특정 접속사의 위상 각도에 따라 정확한 밝기로 약 크기 +5까지[14] 희미해진다. 이 7배 이상의 차이는 겉보기 밝기에서 천 배 이상의 변화에 해당한다.

금성

수성과 비교한 금성의[15] 위상 곡선,[1] 금성의 밝기 초과.

금성의 비교적 평평한 위상 곡선은 흐린 행성의 특징이다.[14] 곡선이 강하게 정점을 이루는 수성과 대조적으로 금성의 위상각 0(완전 위상)에 근접하는 수성은 반올림된다. 구름의 넓은 조도 산란 각도는 리골석의 더 좁은 산란과는 반대로 위상 곡선의 이러한 평탄화를 초래한다. 금성은 얇은 초승달인 170° 상각 부근에 밝기가 급증하는 것을 보이는데, 이는 행성의 구름 꼭대기에 있는 황산 방울에 의한 햇빛의 전방 산란 때문이다.[15] 170°를 넘어도 밝기는 그리 가파르게 떨어지지 않는다.

금성 위상곡선의 관측과 분석의 역사는 수성과 비슷하다. 현대적 관찰과 해석의 가장 좋은 세트는 A에 의해 보고되었다. 말라마, D. 왕과 R. 하워드[15] SOHO에 LASCO 계측기와 지상 CCD 장비를 사용해 2~179°의 위상 곡선을 관측했다. 수성과 마찬가지로 이러한 새로운 데이터는 외관상 크기를 예측하기 위해 천문연감에서[13] 사용되는 위상곡선의 주요 출처다.

수성과는 대조적으로 지구에서 볼 수 있는 금성의 최대 겉보기 밝기는 위상각 0에서 발생하지 않는다. 금성의 위상 곡선은 비교적 평탄한 반면 지구와의 거리는 크게 달라질 수 있기 때문에, 최대 밝기는 행성이 위상각 125°에서 초승달일 때 발생하는데 이때 금성은 -4.9만큼 밝을 수 있다.[14] 정확한 값은 위상 각도에 따라 달라지지만, 열등 결합에 가까울 경우 행성은 일반적으로 약 크기 -3으로[14] 퇴보한다. 하나의 기구에 걸쳐 금성의 겉보기 밝기 범위는 10배 이하 또는 수성의 1%에 불과하다.

지구

지구의 위상곡선은 수성과 금성의 위상곡선만큼 정확하게 결정되지 않은 것은 통합된 밝기를 표면에서 측정하기 어렵기 때문이다. 직접 관측 대신, 태양에 의해 비치지 않는 달의 부분에서 반사된 지구 주광은 대리 역할을 해왔다. 지구의 광도를 직접 측정하는 몇 가지 방법은 EPOXI 우주선을 통해 얻어졌다. 그들은 위상 곡선의 대부분을 다루지는 않지만, 어두운 바다와 밝은 육지 덩어리가 반구를 가로질러 이동함에 따라 발생하는 회전 광선 곡선을 보여준다. P. Goode와 빅 베어 태양 관측소의 동료들은 지구 주광과[16] T를 측정했다. NASA의 리븐굿은 EPOXI 데이터를 분석했다.[17]

금성에서 태양 반대편에 가까운 지구는 진도 -6으로 매우 밝을 것이다. 화성의 지구 궤도를 벗어난 관측자에게 우리 행성은 태양으로부터 가장 큰 신장 시간인 약 -1.5로 가장 밝게 보일 것이다.

화성

수성에 비해 화성의[18] 위상 곡선.[1]

화성 위상 곡선의 약 50°만이 지구에서 관측될 수 있다. 왜냐하면 그것은 우리 행성보다 태양으로부터 더 멀리 궤도를 돌기 때문이다. 반대가 급증하고 있지만 수성에 비해 뚜렷하지 않다. 디스크에서 밝고 어두운 표면 표시가 회전하고 대기 상태(먼지 폭풍 포함)의 변동성은 위상 곡선에 중첩된다. R. 슈무드는[19][20] A가 수행한 종합적인 위상 곡선 분석에 사용되는 많은 화성 밝기 측정값을 얻었다. 말라마.[18]

화성의 궤도는 상당히 편심하기 때문에 반대편에서 밝기의 범위는 -3.0에서 -1.4까지이다.[14] 화성이 지구에서 태양의 반대쪽 지점에 있을 때 최소 밝기는 약 +1.6이다[14]. 회전 변화는 화성의 밝기를 5% 상승시키거나 억제할 수 있고, 지구 먼지 폭풍은 화성의 광도를 25% 증가시킬 수 있다.[14][18]

가스 거인

가장 바깥쪽 행성(주피터, 토성, 천왕성, 해왕성)은 0°(완전 위상)에 가까운 위상 곡선의 작은 부분만 지구에서 평가할 수 있을 정도로 멀리 있다. 곡선의 그 부분은 대체로 금성의 그것처럼 흐린 행성에 있어서 상당히 평평하다.

목성의 겉보기 크기는 -2.9 ~ -1.4, 토성은 -0.5 ~ +1.4, 천왕성은 +5.3 ~ +6.0, 해왕성은 +7.8 ~ +8.0이다. 이러한 변동의 대부분은 거리에 기인한다. 그러나 토성의 규모 범위도 아래에서 설명한 것처럼 고리 시스템에 따라 달라진다.

참고 항목: 가스 대기업

토성의 고리

토성의 위상 곡선은 고리 시스템의 반대 효과를 보여주는 슈무드에[21] 의한 것이다.

토성계의 밝기는 고리계의 방향에 따라 달라진다. 고리는 태양으로부터의 조명 방향과 관찰자의 시야에 더 기울어졌을 때 시스템의 전체적인 밝기에 더 큰 기여를 한다. 활짝 열린 링은 디스크에만 약 하나의 밝기를 제공한다.[14] 고리를 구성하는 얼음 입자 역시 강한 반대파 급증을 일으킨다. 허블 우주 망원경과 카시니 우주선 이미지는 위상 곡선을 바탕으로 고리 입자의 특성을 분석하기 위한 시도로 분석되었다.[22][23][24][25]

더 문

수성에[26] 비해 달의 위상 곡선.[1]

달의 위상 곡선은 표면의 유사성과 양쪽 신체에 대기권이 없기 때문에 수성과 거의 유사하다.[27] J. 힐리에가 분석한 클레멘타인 우주선 데이터, B. 부라티와 K. 언덕은[28] 달의 반대파가 급증했음을 나타낸다. 보름달의 겉보기 크기는 -12.7인[29] 반면, 1/4단계에서는 21% 밝다.[26]

행성 위성

다른 행성의[30][31] 많은 자연 위성의 위상 곡선은 관찰되고 해석되었다. 얼음처럼 차가운 달은 종종 반대 밝기의 급증을 나타낸다. 이 행동은 그들의 표면을 모형화하는 데 사용되어 왔다.

소행성

많은 소행성들의[32] 위상 곡선도 관찰되었고 그것들 역시 반대 급증을 보일 수 있다. 소행성은 이런 식으로 물리적으로 분류될 수 있다.[33] 회전 효과는 매우 클 수 있으며 위상 곡선을 계산하기 전에 고려되어야 한다. 그러한 연구의 예는 R에 의해 보고된다. 베이커와 동료들.[34]

엑소플라넷

태양계 밖의 행성을 특성화하는 프로그램은 특히 생명체의 존재를 가리키거나 생명체를 지탱할 수 있는 것을 나타내는 분광학(spectroscopy)에 크게 의존한다. 그러나 분광 분석에는 너무 희미한 매우 먼 지구 크기의 물체에 대해서는 밝기를 측정할 수 있다. A. 말라마는[35] 위상 곡선 분석이 지구와 유사한 행성을 식별하는 데 유용한 도구가 될 수 있다는 것을 증명했다. 또한, J. 베일리는[36] 금성의 밝기 초과와 같은 위상 곡선 이상은 물과 같은 대기 성분의 유용한 지표가 될 수 있으며, 이것은 우주의 생명에 필수적일 수 있다고 지적했다.

참고 항목: 엑소플라넷

위상 곡선 모델링에 대한 비판

위상 곡선의 리골석에 대한 추론은 Hapke 매개변수화에 기초하는 경우가 많다. 그러나 블라인드 테스트에서 M. 셰퍼드와 P. Helfenstein은[37] 광도 데이터에서 파생된 특정 Hapke 매개변수 집합이 실험실 표본의 물리적 상태를 고유하게 드러낼 수 있다는 강력한 증거를 발견하지 못했다. 이 시험에는 3기 Henyey-Greenstein 단계 함수와 일관성 있는 백스캐터 반대 효과를 모델링하는 것이 포함되었다. 이 음성 판정은 B가 개발한 복사전달모델을 시사한다. Hapke는 광도계에 기초한 물리적 모델링에 적합하지 않을 수 있다.

참조

  1. ^ a b c d e f g Mallama, A.; Wang, D.; Howard, R.A. (2002). "Photometry of Mercury from SOHO/LASCO and Earth". Icarus. 155 (2): 253–264. Bibcode:2002Icar..155..253M. doi:10.1006/icar.2001.6723.
  2. ^ Shkuratov, Y. G., M. A. Kreslavsky, A. A. Ovcharenko, D. G. Stankevich, and E. S. Zubko (1999). "Opposition Effect from Clementine Data and Mechanisms of Backscatter". Icarus. 141 (1): 132–155. Bibcode:1999Icar..141..132S. doi:10.1006/icar.1999.6154.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  3. ^ Helfenstein, P., Veverka, J., and Hillier, J. (1997). "The lunar opposition effect: A test of alternative models". Icarus. 128 (1): 2–14. Bibcode:1997Icar..128....2H. doi:10.1006/icar.1997.5726.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  4. ^ Muller, G. (1893). "Helligkeitsbestimmungen der grossen planeten und einiger asteroiden". Publ. Astrophys. Obs. Potsdam. 8 (92): 197–398.
  5. ^ Danjon, A. (1949). "Photometrie et colorimetrie des planetes Mercure et Venus". Bull. Astron. 14: 315–345. Bibcode:1949BuAst..14..315D.
  6. ^ Danjon, A. (1950). "Correction to Danjon 1949". Bull. Astron. 14: 315.
  7. ^ Danjon, A. (1953). "Correction to Danjon 1949". Bull. Astron. 17: 363.
  8. ^ Irvine, W. H., T. Simon, D. H. Menzel, C. Pikoos, and A. T. Young (1968). "Multicolor photoelectric photometry of the brighter planets III". Astron. J. 73: 807–828. Bibcode:1968AJ.....73..807I. doi:10.1086/110702.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  9. ^ de Vaucouleurs, G. (1964). "Geometric and photometric parameters of the terrestrial planets". Icarus. 3 (3): 187–235. Bibcode:1964Icar....3..187D. doi:10.1016/0019-1035(64)90018-1.
  10. ^ deVaucouleurs, G. (1970). A. Dollfus (ed.). in Surface and Interiors of the Planets and Satellites. Academic Press. p. 225.
  11. ^ Harris, D.L. (1961). G.P. Kuiper & B.A. Middlehurst (ed.). in Planets and Satellites. U. Chicago Press. p. 272.
  12. ^ Hilton, J.L. (1992). P.K. Seidelmann (ed.). in Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac. University Science Books. p. 383.
  13. ^ a b Hilton, J.L. (2005). "Improving the visual magnitudes of the planets in the Astronomical Almanac. I. Mercury and Venus". Astron. J. 129 (6): 2902–2906. Bibcode:2005AJ....129.2902H. doi:10.1086/430212.
  14. ^ a b c d e f g h i Mallama, A. (2011). "Planetary magnitudes". Sky and Telescope. 121 (1): 51–56.
  15. ^ a b c Mallama, A.; Wang, D.; Howard, R.A. (2006). "Venus phase function and forward scattering from H2SO4". Icarus. 182 (1): 10–22. Bibcode:2006Icar..182...10M. doi:10.1016/j.icarus.2005.12.014.
  16. ^ Goode, P.R., Qiu, J., Yurchyshyn, V., Hickey, J., Chu, M.C., Kolbe, E., Brown, C.T., and Koonin, S.E. (2001). "Earthshine observations of the Earth's reflectance" (PDF). Geophys. Res. Lett. 28 (9): 1671–1674. Bibcode:2001GeoRL..28.1671G. doi:10.1029/2000GL012580.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  17. ^ Livengood, T., and 10 co-authors (2008). "EPOXI empirical test of optical characterization of an Earth-like planet". Bull. Am. Astron. Soc. 40: Presentation 01.03. Bibcode:2008DPS....40.0103L.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  18. ^ a b c Mallama, A. (2007). "The magnitude and albedo of Mars". Icarus. 192 (2): 404–416. Bibcode:2007Icar..192..404M. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.011.
  19. ^ Schmude , R.W. Jr. (2004). "ALPO observations of the 2003 apparition of Mars". J. Assoc. Lunar Planet. Observ. 46 (4): 28–42 and references therein. Bibcode:2004JALPO..46d..28S.
  20. ^ Schmude, R.W. Jr. (2006). "Wideband photometry of Mars: 1991–2006". Bull. Am. Astron. Soc. 38 (3): 600 and references therein. Bibcode:2006DPS....38.6014S.
  21. ^ Schmude, R.W. Jr. (2011). "The magnitude and color of the Saturn system". Icarus. 211 (1): 732–739. Bibcode:2011Icar..211..732S. doi:10.1016/j.icarus.2010.09.018.
  22. ^ French, R.G., Verbiscer, A., Salo, H., McGhee, C., and Dones, L. (2007). "Saturn's rings at true opposition". Publ. Astron. Soc. Pac. 119 (856): 623–643. Bibcode:2007PASP..119..623F. doi:10.1086/519982.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  23. ^ Poulet, F., Cuzzi, J. N., French, R.G., Dones, L. (2002). "A study of Saturn's ring phase curves from HST observations". Icarus. 158 (1): 224–248. Bibcode:2002Icar..158..224P. doi:10.1006/icar.2002.6852.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  24. ^ Cuzzi, J.N., French, R.G., Dones, L. (2002). "HST multicolor (255–1042 nm) photometry of Saturn's main rings". Icarus. 158 (1): 199–223. Bibcode:2002Icar..158..199C. doi:10.1006/icar.2002.6851.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  25. ^ Salo, H.; French, R. G. (2010). "The opposition and tilt effects of Saturn's rings from HST observations". Icarus. 210 (2): 785–816. arXiv:1007.0349. Bibcode:2010Icar..210..785S. doi:10.1016/j.icarus.2010.07.002.
  26. ^ a b Cox, A.N. (2000). Allen's Astrophysical Quantities, fourth edition. Springer-Verlag. pp. 307–310.
  27. ^ Warell, J. (2004). "Properties of the Hermean regolith: IV. Photometric parameters of Mercury and the Moon contrasted with Hapke modelling". Icarus. 167 (2): 271–286. Bibcode:2004Icar..167..271W. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.010.
  28. ^ Hillier, J., Buratti B., and Hill, K. (1999). "Multispectral photometry of the Moon and absolute calibration of the Clementine UV/VIS camera". Icarus. 141 (2): 205–225. Bibcode:1999Icar..141..205H. doi:10.1006/icar.1999.6184.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  29. ^ Williams, Dr. David R. (2010-02-02). "Moon Fact Sheet". NASA (National Space Science Data Center). Retrieved 2010-11-17.
  30. ^ Bauer, J.M., Grav, T., Buratti, B.J. and Hicks, M.D. (2006). "The phase curve survey of the irregular saturnian satellites: A possible method of physical classification". Icarus. 184 (1): 181–197. Bibcode:2006Icar..184..181B. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.011.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  31. ^ Deau, E., Dones, L., Rodriguez, S., Charnoz, S. and Brahic, A. (2009). "The opposition effect in the outer Solar system: A comparative study of the phase function morphology". Planetary and Space Science. 57 (11): 1282–1301. arXiv:0902.0345. Bibcode:2009P&SS...57.1282D. doi:10.1016/j.pss.2009.05.005.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  32. ^ Cox, A.N. (2000). Allen's Astrophysical Quantities, fourth edition. Springer-Verlag. p. 299.
  33. ^ Kaasalainen, S., Piironen, J., Kaasalainen, M., Harris, A.W., Muinonen, K. and Cellino, A. (2003). "Asteroid photometric and polarimetric phase curves: empirical interpretation". Icarus. 161 (1): 34–46. Bibcode:2003Icar..161...34K. doi:10.1016/S0019-1035(02)00020-9.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  34. ^ Baker, R.E., Benishek, V., Pilcher, F., and Higgins, D.; Benishek; Pilcher; Higgins (2010). "Rotation period and H-G parameters determination for 1700 Zvezdara: A collaborative photometry project". The Minor Planet Bulletin. 37 (3): 81–83. Bibcode:2010MPBu...37...81B.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)[영구적 데드링크]
  35. ^ Mallama, A. (2009). "Characterization of terrestrial exoplanets based on the phase curves and albedos of Mercury, Venus and Mars". Icarus. 204 (1): 11–14. Bibcode:2009Icar..204...11M. doi:10.1016/j.icarus.2009.07.010.
  36. ^ Bailey, J. (2007). "Rainbows, polarization, and the search for habitable planets". Astrobiology. 7 (2): 320–332. Bibcode:2007AsBio...7..320B. doi:10.1089/ast.2006.0039. PMID 17480163.
  37. ^ Shepard, M. K. & Helfenstein, P. (2007). "A test of the Hapke photometric model". J. Geophys. Res. 112 (E3): E03001. Bibcode:2007JGRE..112.3001S. doi:10.1029/2005JE002625.