stringtranslate.com

Фазовая кривая (астрономия)

В астрономии фазовая кривая описывает яркость отражающего тела как функцию его фазового угла (дуги, охватываемой наблюдателем и Солнцем, измеренной на теле). Яркость обычно относится к абсолютной звездной величине объекта , которая, в свою очередь, является его видимой звездной величиной на расстоянии одной астрономической единицы от Земли и Солнца.

Фазовая кривая полезна для характеристики реголита (почвы) и атмосферы объекта . Она также является основой для вычисления геометрического альбедо и альбедо Бонда тела. При создании эфемерид фазовая кривая используется в сочетании с расстояниями от объекта до Солнца и Земли для вычисления видимой звездной величины.

Меркурий

Фазовая кривая Меркурия и его оппозиционный всплеск. [1]

Фазовая кривая Меркурия очень крутая, что характерно для тела, на котором обнажен реголит (грунт). При фазовых углах, превышающих 90° ( фаза полумесяца ), яркость падает особенно резко. Форма фазовой кривой указывает на средний наклон на поверхности Меркурия около 16°, [1] что немного более плавно, чем у Луны . Приближаясь к фазовому углу 0° (полностью освещенная фаза), кривая поднимается до острого пика. Этот всплеск яркости называется эффектом оппозиции [2] [3] , потому что для большинства тел (кроме Меркурия) он происходит в астрономическое противостояние, когда тело находится напротив Солнца на небе. Ширина всплеска оппозиции для Меркурия указывает на то, что как состояние уплотнения реголита, так и распределение размеров частиц на планете аналогичны таковым на Луне. [1]

Ранние визуальные наблюдения, вносящие вклад в фазовую кривую Меркурия, были получены Г. Мюллером [4] в 1800-х годах и Андре-Луи Данжоном [5] [6] [7] в середине двадцатого века. У. Ирвин и коллеги [8] использовали фотоэлектрическую фотометрию в 1960-х годах. Некоторые из этих ранних данных были проанализированы Г. де Вокулером [9] [10] , обобщены Д. Харрисом [11] и использовались для прогнозирования видимых величин в Астрономическом альманахе [12] в течение нескольких десятилетий. Высокоточные новые наблюдения, охватывающие самый широкий диапазон фазовых углов на сегодняшний день (от 2 до 170°), были выполнены А. Малламой, Д. Ваном и Р. Говардом [1] с использованием Большого углового и спектрометрического коронографа (LASCO) на спутнике Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) . Они также получили новые ПЗС-наблюдения с Земли. Эти данные в настоящее время являются основным источником фазовой кривой, используемой в Астрономическом альманахе [13] для прогнозирования видимых звездных величин.

Видимая яркость Меркурия, наблюдаемая с Земли, максимальна при фазовом угле 0° ( верхнее соединение с Солнцем), когда она может достигать звездной величины −2,6. [14] При фазовых углах, приближающихся к 180° ( нижнее соединение ), планета тускнеет примерно до звездной величины +5 [14] 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.

Венера

Фазовая кривая Венеры [15] в сравнении с Меркурием [1] и избыток яркости Венеры.

Относительно плоская фазовая кривая Венеры характерна для облачной планеты. [14] В отличие от Меркурия, где кривая резко заостряется, приближаясь к нулевому фазовому углу (полная фаза), кривая Венеры закруглена. Широкий угол рассеяния света облаками, в отличие от более узкого рассеяния реголита, вызывает это уплощение фазовой кривой. Венера демонстрирует всплеск яркости вблизи фазового угла 170°, когда она представляет собой тонкий полумесяц , из-за прямого рассеяния солнечного света каплями серной кислоты , которые находятся над верхушками облаков планеты. [15] Даже за пределами 170° яркость не падает очень круто.

История наблюдения и анализа фазовой кривой Венеры похожа на историю Меркурия. Лучший набор современных наблюдений и интерпретаций был представлен А. Малламой, Д. Ваном и Р. Ховардом. [15] Они использовали инструмент LASCO на SOHO и наземное оборудование ПЗС 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 [13] для прогнозирования видимых величин.

В отличие от Меркурия максимальная видимая яркость Венеры, наблюдаемая с Земли, не достигается при нулевом фазовом угле. Поскольку фазовая кривая Венеры относительно плоская, а ее расстояние от Земли может сильно варьироваться, максимальная яркость достигается, когда планета представляет собой полумесяц, при фазовом угле 125°, в это время Венера может быть яркой до звездной величины -4,9. [14] Вблизи нижнего соединения планета обычно тускнеет примерно до звездной величины -3 [14], хотя точное значение зависит от фазового угла. Типичный диапазон видимой яркости Венеры в течение одного появления составляет менее 10 раз или всего 1% от яркости Меркурия.

Земля

Фазовая кривая Земли не была определена так же точно, как для Меркурия и Венеры, поскольку ее интегральную яркость трудно измерить с поверхности. Вместо прямого наблюдения в качестве косвенных данных использовался пепельный свет, отраженный от части Луны, не освещенной Солнцем. Несколько прямых измерений светимости Земли были получены с помощью космического аппарата EPOXI . Хотя они не охватывают большую часть фазовой кривой, они показывают вращательную кривую блеска, вызванную транзитом темных океанов и ярких масс суши через полушарие. П. Гуд и коллеги из солнечной обсерватории Big Bear измерили пепельный свет [16] , а Т. Ливенгуд из НАСА проанализировал данные EPOXI. [17]

Земля, видимая с Венеры вблизи противостояния с Солнцем, будет чрезвычайно яркой при звездной величине −6. Для наблюдателя за пределами орбиты Земли на Марсе наша планета будет казаться наиболее яркой вблизи времени ее наибольшего удаления от Солнца, примерно при звездной величине −1,5.

Марс

Фазовая кривая Марса [18] в сравнении с Меркурием. [1]

Только около половины марсианской фазовой кривой можно наблюдать с Земли, поскольку она находится дальше от Солнца, чем наша планета. Существует оппозиционный всплеск, но он менее выражен, чем у Меркурия. Вращение ярких и темных поверхностных отметин по всему диску и изменчивость состояния его атмосферы (включая пылевые бури) накладывают изменения на фазовую кривую. Р. Шмуде [19] [20] получил многие из измерений яркости Марса , использованных в комплексном анализе фазовой кривой, выполненном А. Малламой. [18]

Поскольку орбита Марса значительно эксцентрична, его яркость в противостоянии может варьироваться от величины −3,0 до −1,4. [14] Минимальная яркость составляет около величины +1,6 [14] , когда Марс находится на противоположной стороне Солнца от Земли. Вращательные изменения могут повысить или понизить яркость Марса на 5%, а глобальные пылевые бури могут увеличить его светимость на 25%. [14] [18]

Гигантские планеты

Самые удаленные планеты ( Юпитер , Сатурн , Уран и Нептун ) настолько далеки, что с Земли можно оценить только небольшие части их фазовых кривых вблизи 0° (полная фаза). Эта часть кривой, как правило, довольно плоская, как у Венеры, для этих облачных планет.

Видимая величина Юпитера колеблется 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 обусловлено расстоянием. Однако диапазон величин Сатурна также зависит от его системы колец, как объясняется ниже.

Кольца Сатурна

Фазовая кривая Сатурна, согласно Шмуде [21], демонстрирует эффект оппозиции кольцевой системы.

Яркость системы Сатурна зависит от ориентации ее кольцевой системы . Кольца вносят больший вклад в общую яркость системы, когда они больше наклонены к направлению освещения от Солнца и к виду наблюдателя. Широко раскрытые кольца вносят около одной величины яркости в один только диск. [14] Ледяные частицы, которые составляют кольца, также производят сильный всплеск сопротивления. Снимки космического телескопа Хаббл и космического аппарата Кассини были проанализированы в попытке охарактеризовать кольцевые частицы на основе их фазовых кривых. [22] [23] [24] [25]

Луна

Фазовая кривая Луны [26] в сравнении с Меркурием. [1]

Фазовая кривая Луны приблизительно напоминает кривую Меркурия из-за сходства поверхностей и отсутствия атмосферы на обоих телах. [27] Данные космического аппарата Clementine, проанализированные Дж. Хиллером, Б. Буратти и К. Хиллом [28], указывают на всплеск лунного противостояния. Видимая звездная величина Луны в полной фазе составляет −12,7 [29] , тогда как в четверти фазы она составляет 21 процент от яркости. [26]

Спутники планет

Фазовые кривые многих естественных спутников других планет [30] [31] были обнаружены и интерпретированы. Ледяные луны часто демонстрируют всплески яркости в противостоянии. Это поведение использовалось для моделирования их поверхностей.

Астероиды

Фазовые кривые многих астероидов [32] также наблюдались, и они также могут демонстрировать оппозиционные всплески. Астероиды можно физически классифицировать таким образом. [33] Эффекты вращения могут быть очень большими и должны быть учтены до вычисления фазовой кривой. Пример такого исследования приведен Р. Бейкером и коллегами. [34]

Экзопланеты

Программы для характеристики планет за пределами Солнечной системы в значительной степени зависят от спектроскопии для определения атмосферных компонентов и состояний, особенно тех, которые указывают на присутствие форм жизни или которые могут поддерживать жизнь. Однако яркость может быть измерена для очень далеких объектов размером с Землю, которые слишком слабы для спектроскопического анализа. А. Маллама [35] продемонстрировал, что анализ фазовой кривой может быть полезным инструментом для определения планет, похожих на Землю. Кроме того, Дж. Бейли [36] указал, что аномалии фазовой кривой, такие как избыток яркости Венеры, могут быть полезными индикаторами атмосферных компонентов, таких как вода, которая может быть необходима для жизни во Вселенной .

Критика моделирования фазовой кривой

Выводы о реголитах из фазовых кривых часто основываются на параметризации Хапке . Однако в слепом тесте М. Шепард и П. Хельфенштейн [37] не нашли убедительных доказательств того, что определенный набор параметров Хапке, полученных из фотометрических данных, может однозначно раскрыть физическое состояние лабораторных образцов. Эти тесты включали моделирование трехчленных фазовых функций Хеньи-Гринштейна и когерентного эффекта противодействия обратного рассеяния. Этот отрицательный вывод предполагает, что модель переноса излучения, разработанная Б. Хапке, может быть неадекватной для физического моделирования на основе фотометрии.

Ссылки

  1. ^ abcdefg Маллама, А.; Ванг, Д.; Ховард, Р.А. (2002). «Фотометрия Меркурия с SOHO/LASCO и Земли». Icarus . 155 (2): 253–264. Bibcode :2002Icar..155..253M. doi :10.1006/icar.2001.6723.
  2. ^ Шкуратов, Ю. Г., М. А. Креславский, А. А. Овчаренко, Д. Г. Станкевич и Е. С. Зубко (1999). «Эффект оппозиции из данных Clementine и механизмы обратного рассеяния». Icarus . 141 (1): 132–155. Bibcode :1999Icar..141..132S. doi :10.1006/icar.1999.6154.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  3. ^ Хельфенштейн, П., Веверка, Дж. и Хиллер, Дж. (1997). «Эффект лунного противостояния: проверка альтернативных моделей». Icarus . 128 (1): 2–14. Bibcode :1997Icar..128....2H. doi : 10.1006/icar.1997.5726 .{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  4. ^ Мюллер, Г. (1893). «Helligkeitsbestimmungen der Grossen Planeten und Einiger Asteroiden». Опубл. Астрофиз. Обс. Потсдам . 8 (92): 197–398.
  5. ^ Данжон, А. (1949). «Фотометрия и колориметрия планет Меркурий и Венера». Бык. Астрон . 14 : 315–345. Бибкод : 1949BuAst..14..315D.
  6. ^ Данжон, А. (1950). «Исправление Данжона 1949». Бык. Астрон . 14 : 315.
  7. ^ Данжон, А. (1953). «Исправление Данжона 1949». Бык. Астрон . 17 : 363.
  8. ^ Irvine, WH, T. Simon, DH Menzel, C. Pikoos и AT Young (1968). «Многоцветная фотоэлектрическая фотометрия более ярких планет III». Astron. J . 73 : 807–828. Bibcode :1968AJ.....73..807I. doi :10.1086/110702.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  9. ^ de Vaucouleurs, G. (1964). «Геометрические и фотометрические параметры планет земной группы». Icarus . 3 (3): 187–235. Bibcode : 1964Icar....3..187D. doi : 10.1016/0019-1035(64)90018-1.
  10. ^ deVaucouleurs, G. (1970). A. Dollfus (ред.). в Surface and Interiors of the Planets and Satellites . Academic Press. стр. 225.
  11. ^ Харрис, DL (1961). GP Kuiper & BA Middlehurst (ред.). в Planets and Satellites . U. Chicago Press. стр. 272.
  12. ^ Хилтон, Дж. Л. (1992). PK Seidelmann (ред.). в Пояснительном приложении к Астрономическому альманаху . University Science Books. стр. 383.
  13. ^ ab Hilton, JL (2005). «Улучшение визуальных величин планет в Астрономическом альманахе. I. Меркурий и Венера». Astron. J . 129 (6): 2902–2906. Bibcode :2005AJ....129.2902H. doi : 10.1086/430212 .
  14. ^ abcdefghi Mallama, A. (2011). «Планетные величины». Sky and Telescope . 121 (1): 51–56.
  15. ^ abc Mallama, A.; Wang, D.; Howard, RA (2006). "Фазовая функция Венеры и прямое рассеяние от H 2 SO 4 ". Icarus . 182 (1): 10–22. Bibcode :2006Icar..182...10M. doi :10.1016/j.icarus.2005.12.014.
  16. ^ Goode, PR, Qiu, J., Yurchyshyn, V., Hickey, J., Chu, MC, Kolbe, E., Brown, CT и Koonin, SE (2001). "Earthshine observations of the Earth's reflectance" (PDF) . Geophys. Res. Lett . 28 (9): 1671–1674. Bibcode :2001GeoRL..28.1671G. doi :10.1029/2000GL012580. S2CID  34790317.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  17. ^ Livengood, T. и 10 соавторов (2008). "Эмпирический тест EPOXI оптической характеристики планеты, подобной Земле". Bull. Am. Astron. Soc . 40 : Презентация 01.03. Bibcode : 2008DPS....40.0103L.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  18. ^ abc Mallama, A. (2007). «Масштаб и альбедо Марса». Icarus . 192 (2): 404–416. Bibcode :2007Icar..192..404M. doi :10.1016/j.icarus.2007.07.011.
  19. ^ Шмуде, Р. В. Младший (2004). «Наблюдения ALPO за появлением Марса в 2003 году». J. Assoc. Lunar Planet. Observ . 46 (4): 28–42 и ссылки в нем. Bibcode : 2004JALPO..46d..28S.
  20. ^ Шмуде, Р. В. Младший (2006). «Широкополосная фотометрия Марса: 1991–2006». Bull. Am. Astron. Soc . 38 (3): 600 и ссылки в нем. Bibcode : 2006DPS....38.6014S.
  21. ^ Шмуде, Р. В. Младший (2011). «Масштаб и цвет системы Сатурна». Icarus . 211 (1): 732–739. Bibcode :2011Icar..211..732S. doi :10.1016/j.icarus.2010.09.018.
  22. ^ Френч, РГ, Вербиссер, А., Сало, Х., МакГи, К. и Донес, Л. (2007). «Кольца Сатурна в истинном противостоянии». Publ. Astron. Soc. Pac . 119 (856): 623–643. Bibcode :2007PASP..119..623F. doi : 10.1086/519982 .{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  23. ^ Poulet, F., Cuzzi, JN, French, RG, Dones, L. (2002). «Исследование фазовых кривых колец Сатурна по наблюдениям HST». Icarus . 158 (1): 224–248. Bibcode :2002Icar..158..224P. doi :10.1006/icar.2002.6852.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  24. ^ Cuzzi, JN, French, RG, Dones, L. (2002). "HST многоцветная (255–1042 нм) фотометрия главных колец Сатурна". Icarus . 158 (1): 199–223. Bibcode :2002Icar..158..199C. doi :10.1006/icar.2002.6851.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  25. ^ Сало, Х.; Френч, РГ (2010). «Эффекты противостояния и наклона колец Сатурна по наблюдениям HST». Icarus . 210 (2): 785–816. arXiv : 1007.0349 . Bibcode :2010Icar..210..785S. doi :10.1016/j.icarus.2010.07.002. S2CID  55677114.
  26. ^ ab Cox, AN (2000). Астрофизические величины Аллена, четвертое издание . Springer-Verlag. С. 307–310.
  27. ^ Уорелл, Дж. (2004). «Свойства реголита Гермея: IV. Фотометрические параметры Меркурия и Луны в сравнении с моделированием Хапке». Icarus . 167 (2): 271–286. Bibcode :2004Icar..167..271W. doi :10.1016/j.icarus.2003.10.010.
  28. ^ Хиллер, Дж., Буратти Б. и Хилл, К. (1999). «Мультиспектральная фотометрия Луны и абсолютная калибровка камеры Clementine UV/VIS». Icarus . 141 (2): 205–225. Bibcode :1999Icar..141..205H. doi :10.1006/icar.1999.6184.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  29. ^ Уильямс, д-р Дэвид Р. (2010-02-02). "Информационный листок о Луне". NASA (Национальный центр данных по космической науке) . Получено 17 ноября 2010 г.
  30. ^ Бауэр, Дж. М., Грав, Т., Буратти, Б. Дж. и Хикс, М. Д. (2006). «Обзор фазовой кривой нерегулярных спутников Сатурна: возможный метод физической классификации». Icarus . 184 (1): 181–197. Bibcode :2006Icar..184..181B. doi :10.1016/j.icarus.2006.04.011.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  31. ^ Deau, E., Dones, L., Rodriguez, S., Charnoz, S. и Brahic, A. (2009). «Эффект оппозиции во внешней Солнечной системе: сравнительное исследование морфологии фазовой функции». Planetary and Space Science . 57 (11): 1282–1301. arXiv : 0902.0345 . Bibcode :2009P&SS...57.1282D. doi :10.1016/j.pss.2009.05.005. S2CID  9997018.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  32. ^ Кокс, AN (2000). Астрофизические величины Аллена, четвертое издание . Springer-Verlag. стр. 299.
  33. ^ Каасалайнен С., Пииронен Дж., Каасалайнен М., Харрис А.В., Муйнонен К. и Челлино А. (2003). «Фотометрические и поляриметрические фазовые кривые астероидов: эмпирическая интерпретация». Икар . 161 (1): 34–46. Бибкод : 2003Icar..161...34K. дои : 10.1016/S0019-1035(02)00020-9.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  34. ^ Бейкер, Р. Э., Бенишек, В., Пилчер, Ф. и Хиггинс, Д.; Бенишек; Пилчер; Хиггинс (2010). «Определение периода вращения и параметров HG для 1700 Звездара: совместный фотометрический проект». The Minor Planet Bulletin . 37 (3): 81–83. Bibcode : 2010MPBu...37...81B.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )[ постоянная мертвая ссылка ]
  35. ^ Маллама, А. (2009). «Характеристика экзопланет земного типа на основе фазовых кривых и альбедо Меркурия, Венеры и Марса». Icarus . 204 (1): 11–14. Bibcode :2009Icar..204...11M. doi :10.1016/j.icarus.2009.07.010.
  36. ^ Бейли, Дж. (2007). «Радуга, поляризация и поиск пригодных для жизни планет». Астробиология . 7 (2): 320–332. Bibcode : 2007AsBio...7..320B. doi : 10.1089/ast.2006.0039. PMID  17480163.
  37. ^ Шепард, МК и Хельфенштейн, П. (2007). "Проверка фотометрической модели Хапке". J. Geophys. Res . 112 (E3): E03001. Bibcode : 2007JGRE..112.3001S. doi : 10.1029/2005JE002625 .