相位角 (天文学)

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[1]。

相位角示意图

概要

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[2]。

相位角这个术语的语源涉及行星相位的概念，因为一个天体的亮度和他显现的相位是相位角的函数[3]。

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”[4]。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）[5] 。

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°[4]。

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)）[4]。

参见

参考资料

  1. ^ Martinez, Patrick. The Observer's Guide to Astronomy. Cambridge University Press. 1994: 557. ISBN 978-0-5213-79458. 
  2. ^ Seager, Sara. Exoplanet Atmospheres: Physical Processes. Princeton University Press. 2010: 33. ISBN 978-0-6911-4645-4. 
  3. ^ Seager, Sara. Exoplanets. University of Arizona Press. 2010: 423. ISBN 978-0-8165-2945-2. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 Karttunen, Hannu. Fundamental Astronomy. Springer Science & Business Media. 2007: 153. ISBN 978-3-540-34143-7. 
  5. ^ Lissauer, Jack J.; de Pater, Imke. Fundamental Planetary Science: Physics, Chemistry and Habitability. Cambridge University Press. 2013: 89. ISBN 978-0-5218-5330-9. 

外部链接