✖


Jump to content

Фазовая кривая (астрономия)

В астрономии фазовая кривая описывает яркость отражающего тела как функцию его фазового угла (дуги, образуемой наблюдателем и Солнцем, измеренной на теле). объекта Под яркостью обычно понимается абсолютная величина , которая, в свою очередь, является его видимой величиной на расстоянии одной астрономической единицы от Земли и Солнца.

объекта Фазовая кривая полезна для характеристики реголита (почвы) и атмосферы . Это также основа для расчета геометрического альбедо и альбедо Бонда тела. При генерации эфемерид фазовая кривая используется вместе с расстояниями от объекта до Солнца и Земли для расчета видимой звездной величины.

Меркурий

[ редактировать ]
Фазовая кривая Меркурия и его оппозиция всплеск. [ 1 ]

Фазовая кривая Меркурия очень крутая, что характерно для тела, на котором голый реголит взору открыт (почва). При фазовых углах, превышающих 90° ( фаза серпа ), яркость падает особенно резко. Форма фазовой кривой указывает на средний наклон на поверхности Меркурия около 16°. [ 1 ] который немного более гладкий, чем у Луны . При приближении фазового угла к 0° (полностью освещенная фаза) кривая поднимается до острого пика. Этот всплеск яркости называется эффектом оппозиции. [ 2 ] [ 3 ] потому что для большинства тел (кроме Меркурия) это происходит при астрономическом противостоянии, когда тело находится напротив Солнца на небе. Ширина оппозиционного всплеска Меркурия указывает на то, что как состояние уплотнения реголита, так и распределение частиц по размерам на планете аналогичны лунным. [ 1 ]

Ранние визуальные наблюдения, вносящие вклад в фазовую кривую Меркурия, были получены Г. Мюллером. [ 4 ] в 1800-х годах и Эндрю-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 ] резюмировано Д. Харрисом [ 11 ] и используется для предсказания видимых звездных величин в Астрономическом альманахе. [ 12 ] на протяжении нескольких 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. [ 1 ] с использованием крупноугольного и спектрометрического коронографа (LASCO) на спутнике Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) . Они также получили новые ПЗС-наблюдения с земли. Эти данные теперь являются основным источником фазовой кривой, используемой в Астрономическом альманахе. [ 13 ] для предсказания видимых звездных величин.

Видимая яркость Меркурия, видимая 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 +5 звездной величины. [ 14 ] с точной яркостью, зависящей от фазового угла в этом конкретном соединении . Эта разница более чем в 7 звездных величин соответствует изменению видимого блеска более чем в тысячу раз.

Венера

[ редактировать ]
Фазовая кривая Венеры [ 15 ] по сравнению с Меркурием, [ 1 ] и избыток яркости Венеры.

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

История наблюдения и анализа фазовой кривой Венеры аналогична истории Меркурия. О лучшем наборе современных наблюдений и интерпретаций сообщили А. Маллама, Д. Ван и Р. Ховард. [ 15 ] Они использовали прибор LASCO на SOHO и наземное ПЗС-оборудование 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 предсказания видимых звездных величин.

В отличие от Меркурия, максимальная видимая яркость Венеры, если смотреть с Земли, не наблюдается при нулевом фазовом угле. Поскольку фазовая кривая Венеры относительно плоская, а расстояние до нее от Земли может сильно различаться, максимальная яркость наблюдается, когда планета представляет собой серп, при фазовом угле 125 °, и в это время Венера может быть такой же яркой, как и звездная величина -4,9. [ 14 ] Вблизи нижнего соединения планета обычно тускнеет до величины примерно −3. [ 14 ] 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.

Земля

[ редактировать ]

Фазовая кривая Земли не была определена так точно, как кривая Меркурия и Венеры, поскольку ее интегральную яркость трудно измерить с поверхности. Вместо прямого наблюдения индикатором служил земной свет, отраженный от части Луны, не освещенной Солнцем. было получено несколько прямых измерений светимости Земли С помощью космического корабля EPOXI . Хотя они не покрывают большую часть фазовой кривой, они показывают вращательную кривую блеска, вызванную транзитом темных океанов и ярких земель через полушарие. П. Гуд и его коллеги из Солнечной обсерватории Биг-Беар измерили земной свет. [ 16 ] и Т. Ливенгуд из НАСА проанализировали данные EPOXI. [ 17 ]

Земля, если смотреть с Венеры в районе противостояния с Солнцем, будет чрезвычайно яркой со звездной величиной -6. Наблюдателю за пределами земной орбиты на Марсе наша планета показалась бы наиболее яркой в ​​момент ее наибольшего удаления от Солнца, при величине примерно -1,5.

Марс

[ редактировать ]
Фазовая кривая Марса [ 18 ] по сравнению с Меркурием. [ 1 ]

С Земли можно наблюдать лишь около половины марсианской фазовой кривой, поскольку она вращается дальше от Солнца, чем наша планета. Всплеск оппозиции есть, но он менее выражен, чем у Меркурия. Вращение ярких и темных отметин на поверхности диска и изменчивость состояния его атмосферы (включая пыльные бури) накладывают изменения на фазовую кривую. Р. Шмуде [ 19 ] [ 20 ] получил многие измерения яркости Марса , использованные в комплексном анализе фазовой кривой, проведенном А. Малламой. [ 18 ]

Поскольку орбита Марса значительно эксцентрична, ее яркость в противостоянии может варьироваться от -3,0 до -1,4 звездной величины. [ 14 ] Минимальная яркость около +1,6 звездной величины. [ 14 ] когда Марс находится на противоположном от Солнца месте от Земли. Вариации вращения могут повысить или подавить яркость Марса на 5%, а глобальные пылевые бури могут увеличить его светимость на 25%. [ 14 ] [ 18 ]

Гигантские планеты

[ редактировать ]

Самые отдаленные планеты ( Юпитер , Сатурн , Уран и Нептун ) настолько далеки, что с Земли можно оценить лишь небольшие части их фазовых кривых вблизи 0° (полная фаза). Для этих облачных планет эта часть кривой обычно довольно плоская, как у Венеры.

Видимая звездная 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 связано с расстоянием. Однако диапазон звездных величин Сатурна также зависит от его системы колец, как описано ниже.

Кольца Сатурна

[ редактировать ]
Фазовая кривая Сатурна по Шмуде [ 21 ] демонстрируя оппозиционный эффект кольцевой системы.

Яркость системы Сатурна зависит от ориентации его системы колец . Кольца вносят больший вклад в общую яркость системы, когда они более наклонены к направлению освещения от Солнца и к взгляду наблюдателя. Только широкие открытые кольца придают диску яркость примерно на одну величину. [ 14 ] Ледяные частицы, из которых состоят кольца, также создают сильную волну сопротивления. Изображения космического телескопа «Хаббл» и космического корабля «Кассини» были проанализированы в попытке охарактеризовать кольцевые частицы на основе их фазовых кривых. [ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]

Луна

[ редактировать ]
Фазовая кривая Луны [ 26 ] по сравнению с Меркурием. [ 1 ]

Фазовая кривая Луны примерно напоминает кривую Меркурия из-за сходства поверхностей и отсутствия атмосферы на обоих телах. [ 27 ] Данные космического корабля «Клементина», проанализированные Дж. Хиллиером, Б. Буратти и К. Хиллом. [ 28 ] указывают на всплеск лунной оппозиции. Видимая величина Луны в полной фазе составляет -12,7. [ 29 ] в то время как в четвертьфазе его яркость составляет 21 процент. [ 26 ]

Планетарные спутники

[ редактировать ]

Фазовые кривые многих естественных спутников других планет [ 30 ] [ 31 ] были замечены и интерпретированы. Ледяные спутники часто демонстрируют резкие скачки яркости. Такое поведение использовалось для моделирования их поверхностей.

Астероиды

[ редактировать ]

Фазовые кривые многих астероидов [ 32 ] наблюдались и они тоже могут демонстрировать всплеск оппозиции. Таким образом можно физически классифицировать астероиды. [ 33 ] Эффекты вращения могут быть очень значительными, и их необходимо учитывать до расчета фазовой кривой. Пример такого исследования приводит Р. Бейкер и его коллеги. [ 34 ]

Экзопланеты

[ редактировать ]

Программы определения характеристик планет за пределами Солнечной системы во многом зависят от спектроскопии для определения компонентов и состояний атмосферы, особенно тех, которые указывают на наличие форм жизни или которые могут поддерживать жизнь. Однако яркость можно измерить 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 идентификации планет, похожих на Землю. Кроме того, Дж. Бэйли [ 36 ] отметил, что аномалии фазовой кривой, такие как избыток яркости Венеры, могут быть полезными индикаторами атмосферных составляющих, таких как вода, которые могут иметь важное значение для жизни во Вселенной .

См. Также: Экзопланеты

Критика моделирования фазовой кривой

[ редактировать ]

Выводы о реголитах на основе фазовых кривых часто основаны на параметризации Хапке . Однако в слепом тесте М. Шепарда и П. Хельфенштейна [ 37 ] не нашел убедительных доказательств того, что определенный набор параметров Хапке, полученный на основе фотометрических данных, может однозначно выявить физическое состояние лабораторных образцов. Эти тесты включали моделирование трехчленных фазовых функций Хеньи-Гринштейна и эффекта противодействия когерентному обратному рассеянию. Этот отрицательный результат позволяет предположить, что модель переноса излучения, разработанная Б. Хапке, может оказаться непригодной для физического моделирования на основе фотометрии.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Маллама, А.; Ван, Д.; Ховард, РА (2002). «Фотометрия Меркурия с SOHO/LASCO и Земли». Икар . 155 (2): 253–264. Бибкод : 2002Icar..155..253M . дои : 10.1006/icar.2001.6723 .
  2. ^ Шкуратов Ю.Г., Креславский М.А., Овчаренко А.А., Станкевич Д.Г., Зубко Е.С. (1999). «Эффект оппозиции по данным Клементины и механизмы обратного рассеяния». Икар . 141 (1): 132–155. Бибкод : 1999Icar..141..132S . дои : 10.1006/icar.1999.6154 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  3. ^ Хельфенштейн П., Веверка Дж. и Хиллиер Дж. (1997). «Эффект лунной оппозиции: проверка альтернативных моделей» . Икар . 128 (1): 2–14. Бибкод : 1997Icar..128....2H . дои : 10.1006/icar.1997.5726 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  4. ^ Мюллер, Г. (1893). «Определения яркости крупных планет и некоторых астероидов». 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. ^ Ирвин, У.Х., Т. Саймон, Д.Х. Мензель, К. Пикус и А.Т. Янг (1968). «Многоцветная фотоэлектрическая фотометрия ярких планет III». Астрон. Дж . 73 : 807–828. Бибкод : 1968AJ.....73..807I . дои : 10.1086/110702 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  9. ^ де Вокулер, Г. (1964). «Геометрические и фотометрические параметры планет земной группы». Икар . 3 (3): 187–235. Бибкод : 1964Icar....3..187D . дои : 10.1016/0019-1035(64)90018-1 .
  10. ^ де Вокулер, Г. (1970). А. Дольфус (ред.). в Поверхности и недрах планет и спутников . Академическая пресса. п. 225.
  11. ^ Харрис, Д.Л. (1961). Г. П. Койпер и Б. А. Миддлхерст (ред.). в «Планетах и ​​спутниках» . У. Чикаго Пресс. п. 272.
  12. ^ Хилтон, Дж. Л. (1992). П.К. Зайдельманн (ред.). в пояснительном приложении к Астрономическому альманаху . Университетские научные книги. п. 383.
  13. ^ Перейти обратно: а б Хилтон, Дж. Л. (2005). «Улучшение визуальных величин планет в Астрономическом Альманахе. I. Меркурий и Венера» . Астрон. Дж . 129 (6): 2902–2906. Бибкод : 2005AJ....129.2902H . дои : 10.1086/430212 .
  14. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я Маллама, А. (2011). «Планетарные величины». Небо и телескоп . 121 (1): 51–56.
  15. ^ Перейти обратно: а б с Маллама, А.; Ван, Д.; Ховард, РА (2006). «Фазовая функция Венеры и рассеяние вперед от H 2 SO 4 ». Икар . 182 (1): 10–22. Бибкод : 2006Icar..182...10M . дои : 10.1016/j.icarus.2005.12.014 .
  16. ^ Гуд, П.Р., Цю, Дж., Юрчишин, В., Хики, Дж., Чу, М.К., Кольбе, Э., Браун, Коннектикут, и Кунин, С.Е. (2001). «Земляные наблюдения за отражательной способностью Земли» (PDF) . Геофиз. Рез. Летт . 28 (9): 1671–1674. Бибкод : 2001GeoRL..28.1671G . дои : 10.1029/2000GL012580 . S2CID   34790317 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  17. ^ Ливенгуд Т. и 10 соавторов (2008). «Эмпирический тест EPOXI оптических характеристик планеты земного типа». Бык. Являюсь. Астрон. Соц . 40 : Презентация 01.03. Бибкод : 2008ДПС....40.0103Л . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  18. ^ Перейти обратно: а б с Маллама, А. (2007). «Величина и альбедо Марса». Икар . 192 (2): 404–416. Бибкод : 2007Icar..192..404M . дои : 10.1016/j.icarus.2007.07.011 .
  19. ^ Шмуде, Р.В. младший (2004). «Наблюдения ALPO за появлением Марса в 2003 году». Дж. доц. Лунная планета. Наблюдайте . 46 (4): 28–42 и ссылки в них. Бибкод : 2004JALPO..46d..28S .
  20. ^ Шмуде, Р.В. младший (2006). «Широкополосная фотометрия Марса: 1991–2006 гг.». Бык. Являюсь. Астрон. Соц . 38 (3): 600 и ссылки в нем. Бибкод : 2006ДПС....38.6014С .
  21. ^ Шмуде, Р.В. младший (2011). «Величина и цвет системы Сатурна». Икар . 211 (1): 732–739. Бибкод : 2011Icar..211..732S . дои : 10.1016/j.icarus.2010.09.018 .
  22. ^ Френч Р.Г., Вербиссер А., Сало Х., МакГи К. и Донс Л. (2007). «Кольца Сатурна в истинном противостоянии» . Опубл. Астрон. Соц. Пак . 119 (856): 623–643. Бибкод : 2007PASP..119..623F . дои : 10.1086/519982 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  23. ^ Пуле Ф., Куцци Ж. Н., Френч Р. Г., Донс Л. (2002). «Исследование фазовых кривых колец Сатурна по наблюдениям HST» . Икар . 158 (1): 224–248. Бибкод : 2002Icar..158..224P . дои : 10.1006/icar.2002.6852 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  24. ^ Куцци, Дж. Н., Френч, Р. Г., Донс, Л. (2002). «Многоцветная HST (255–1042 нм) фотометрия главных колец Сатурна» . Икар . 158 (1): 199–223. Бибкод : 2002Icar..158..199C . дои : 10.1006/icar.2002.6851 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  25. ^ Сало, Х.; Французский, РГ (2010). «Эффекты оппозиции и наклона колец Сатурна по наблюдениям HST». Икар . 210 (2): 785–816. arXiv : 1007.0349 . Бибкод : 2010Icar..210..785S . дои : 10.1016/j.icarus.2010.07.002 . S2CID   55677114 .
  26. ^ Перейти обратно: а б Кокс, АН (2000). Астрофизические величины Аллена, четвертое издание . Спрингер-Верлаг. стр. 307–310.
  27. ^ Уорелл, Дж. (2004). «Свойства гермейского реголита: IV. Фотометрические параметры Меркурия и Луны в сравнении с моделированием Хапке». Икар . 167 (2): 271–286. Бибкод : 2004Icar..167..271W . дои : 10.1016/j.icarus.2003.10.010 .
  28. ^ Хиллиер Дж., Буратти Б. и Хилл К. (1999). «Мультиспектральная фотометрия Луны и абсолютная калибровка камеры Clementine UV/VIS». Икар . 141 (2): 205–225. Бибкод : 1999Icar..141..205H . дои : 10.1006/icar.1999.6184 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  29. ^ Уильямс, доктор Дэвид Р. (2 февраля 2010 г.). «Информационный бюллетень о Луне» . НАСА (Национальный центр космических исследований) . Проверено 17 ноября 2010 г.
  30. ^ Бауэр Дж. М., Грав Т., Буратти Б. Дж. и Хикс, доктор медицинских наук (2006). «Обзор фазовой кривой нерегулярных спутников Сатурна: возможный метод физической классификации». Икар . 184 (1): 181–197. Бибкод : 2006Icar..184..181B . дои : 10.1016/j.icarus.2006.04.011 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  31. ^ Деу Э., Донес Л., Родригес С., Чарноз С. и Браич А. (2009). «Эффект оппозиции во внешней Солнечной системе: сравнительное исследование морфологии фазовой функции». Планетарная и космическая наука . 57 (11): 1282–1301. arXiv : 0902.0345 . Бибкод : 2009P&SS...57.1282D . дои : 10.1016/j.pss.2009.05.005 . S2CID   9997018 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  32. ^ Кокс, АН (2000). Астрофизические величины Аллена, четвертое издание . Спрингер-Верлаг. п. 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 ГТ для звезды 1700 Звездара: совместный фотометрический проект» . Бюллетень малой планеты . 37 (3): 81–83. Бибкод : 2010МПБу...37...81Б . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) [ постоянная мертвая ссылка ]
  35. ^ Маллама, А. (2009). «Характеристика экзопланет земной группы на основе фазовых кривых и альбедо Меркурия, Венеры и Марса». Икар . 204 (1): 11–14. Бибкод : 2009Icar..204...11M . дои : 10.1016/j.icarus.2009.07.010 .
  36. ^ Бейли, Дж. (2007). «Радуга, поляризация и поиск обитаемых планет». Астробиология . 7 (2): 320–332. Бибкод : 2007AsBio...7..320B . дои : 10.1089/ast.2006.0039 . ПМИД   17480163 .
  37. ^ Шепард, МК и Хельфенштейн, П. (2007). «Испытание фотометрической модели Хапке» . Дж. Геофиз. Рез . 112 (Е3): E03001. Бибкод : 2007JGRE..112.3001S . дои : 10.1029/2005JE002625 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Phase_curve_(astronomy)&oldid=1223764676"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: d93d839bb2553f2d9e90be79ca927d31__1715655600
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/d9/31/d93d839bb2553f2d9e90be79ca927d31.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Phase curve (astronomy) - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)