相位角 (天文学)

✍ dations ◷ 2025-02-24 02:51:23 #角,观测天文学,辐射度学

观测天文学上的相位角(Phase angle)是指光源入射到天体的光路和天体反射至观测者光路夹角。在天文观测上这通常是指太阳-天体-观测者之间形成的夹角。

对于地球的观测者而言,“太阳-天体-地球”之间的夹角几乎与“太阳-天体-观测者”夹角相同,虽然这差异大小取决于视差。而月球观测时差异最大可达1°,相当于两个满月直径。随着太空航行的发展,以及从太空中其他地方假设的观测,让相位角的观念不再只限于太阳和地球之间的系统。

相位角这个术语的语源涉及行星相位(英语:Planetary phase)的概念,因为一个天体的亮度和他显现的相位是相位角的函数。

相位角的值从0°到180°之间变化。0°时光源、天体和观测者在同一条线上,而光源和观测者在天体的同一侧。180°则代表天体在观测者和光源之间,也就是所谓的“冲”。相位角低于90°会产生后向散射(英语:Backscatter),而大于90°则是前向散射(英语:Forward scatter) 。

月球(参见月相)、金星和水星从地球观测时的相位角从0到180°变化。外侧行星的相位角范围较小,例如火星相位角最大约45°。

天体的亮度是相位角的函数值,并且变化通常是平滑的,但在相位角接近0°时会发生 冲日浪(Opposition surge)的光学现象使光度大幅上升。这并不影响气体巨行星和有明显大气层的行星,并且当相位角接近180°时光度会下降。这些亮度与相位角变化的关系可以绘制成相位曲线(英语:Phase curve (astronomy))。

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