Fázová křivka (astronomie) - Phase curve (astronomy)
V astronomii fázová křivka popisuje jas odrážejícího se tělesa jako funkci jeho fázového úhlu . Jas obvykle označuje absolutní velikost objektu , což je jeho zdánlivá velikost ve vzdálenosti astronomické jednotky od Země a Slunce. Fázový úhel rovná oblouk svíraný pozorovatele a slunce, měřeno na tělo.
Fázová křivka je užitečná pro charakterizaci regolitu (půdy) a atmosféry objektu. Je také základem pro výpočet geometrického albeda a vazebního albeda těla. V generaci efemerid se fázová křivka používá ve spojení se vzdálenostmi od objektu ke Slunci a Zemi k výpočtu zdánlivé velikosti.
Rtuť
Fázová křivka Merkuru je velmi strmá, což je charakteristické pro těleso, na které je vystaven pohled holý regolit (půda). Při fázových úhlech přesahujících 90 ° ( fáze půlměsíce ) jas obzvláště ostře klesá. Tvar fázové křivky naznačuje střední sklon na povrchu Merkuru asi 16 °, což je o něco hladší než na Měsíci . Blížící se fázový úhel 0 ° (plně osvětlená fáze) křivka stoupá k ostrému vrcholu. Tento nárůst jasu se nazývá opoziční efekt, protože u většiny těles (i když ne Merkuru) k němu dochází při astronomické opozici, když je těleso naproti Slunci na obloze. Šířka nárůstu opozice pro Merkur naznačuje, že jak stav zhutnění regolitu, tak distribuce velikostí částic na planetě jsou podobné těm na Měsíci.
Brzy vizuální pozorování přispívající k fázové křivce Merkuru získal G. Muller v 19. století a André-Louis Danjon v polovině dvacátého století. W. Irvine a jeho kolegové používali fotoelektrickou fotometrii v 60. letech. Některá z těchto raných dat byla analyzována G. de Vaucouleurs, shrnuta D. Harrisem a použita k předpovědi zdánlivých velikostí v Astronomickém almanachu na několik desetiletí. Vysoce přesná nová pozorování pokrývající dosud nejširší rozsah fázových úhlů (2 až 170 °) provedli A. Mallama, D. Wang a R. Howard pomocí Large Angle and Spectrometric Coronograph (LASCO) na Sluneční a heliosférické observatoři (SOHO) satelit. Získali také nová pozorování CCD ze země. Tato data jsou nyní hlavním zdrojem fázové křivky používané v Astronomickém almanachu pro předpovídání zdánlivých velikostí.
Zdánlivá jasnost Merkuru při pohledu ze Země je největší při fázovém úhlu 0 ° ( lepší spojení se Sluncem), když může dosáhnout velikosti -2,6. Při fázových úhlech blížících se 180 ° ( spodní konjunkce ) planeta mizí přibližně na velikost +5 s přesným jasem v závislosti na fázovém úhlu v dané konjunkci . Tento rozdíl o více než 7 velikostech odpovídá více než tisíckrát změně zjevné jasnosti.
Venuše
Relativně plochá fázová křivka Venuše je charakteristická pro zamračenou planetu. Na rozdíl od Merkuru, kde je křivka silně vyvrcholená a blíží se fázovému úhlu nula (plná fáze), je zaoblená Venuše. Široký úhel rozptylu osvětlení mraků, na rozdíl od užšího rozptylu regolitu, způsobuje toto zploštění fázové křivky. Venuše vykazuje nárůst jasu poblíž fázového úhlu 170 °, když je to tenký půlměsíc , kvůli dopřednému rozptylu slunečního světla kapičkami kyseliny sírové, které jsou nad vrcholy mraků planety. I přes 170 ° jas velmi prudce neklesá.
Historie pozorování a analýzy fázové křivky Venuše je podobná historii Merkuru. Nejlepší soubor moderních pozorování a interpretace uvedli A. Mallama, D. Wang a R. Howard. K pozorování fázové křivky od 2 do 179 ° použili přístroj LASCO na SOHO a pozemním CCD zařízení. Stejně jako u Merkuru jsou tato nová data hlavním zdrojem fázové křivky používané v Astronomickém almanachu pro předpovídání zdánlivých velikostí.
Na rozdíl od Merkuru se maximální zdánlivá jasnost Venuše při pohledu ze Země nevyskytuje při nulovém fázovém úhlu. Vzhledem k tomu, že fázová křivka Venuše je relativně plochá, zatímco její vzdálenost od Země se může značně lišit, maximální jas nastane, když je planeta půlměsícem, při fázovém úhlu 125 °, kdy může být Venuše jasná až o velikosti -4,9. Blízko horší konjunkce planeta obvykle mizí přibližně na velikost -3, ačkoli přesná hodnota závisí na fázovém úhlu. Typický rozsah zjevného jasu pro Venuši v průběhu jednoho zjevení je menší než faktor 10 nebo pouze 1% ve srovnání s Merkurem.
Země
Fázová křivka Země nebyla stanovena tak přesně jako u Merkuru a Venuše, protože její integrovaný jas je obtížné měřit z povrchu. Místo přímého pozorování sloužil jako zástupce zemský svit odražený od části Měsíce, která není osvětlena Sluncem. Několik přímých měření svítivosti Země bylo získáno pomocí kosmické lodi EPOXI . I když nepokrývají velkou část fázové křivky, odhalují rotační světelnou křivku způsobenou tranzitem tmavých oceánů a jasných pevnin přes polokouli. P. Goode a jeho kolegové z Big Bear Solar Observatory měřili zemský svit a T. Livengood z NASA analyzoval data EPOXI.
Země, jak je vidět z Venuše poblíž opozice od Slunce, by byla extrémně jasná o velikosti −6. Pozorovateli mimo oběžnou dráhu Země na Marsu by se naše planeta v době největšího prodloužení ze Slunce, asi o velikosti −1,5, jevila jako nejsvětlejší.
Mars
Ze Země lze pozorovat jen asi 50 ° křivky fáze Marsu, protože obíhá dále od Slunce než naše planeta. Existuje opoziční nárůst, ale je méně výrazný než u Merkuru. Rotace jasných a tmavých povrchových značek na jeho disku a variabilita jeho atmosférického stavu (včetně jeho prachových bouří) překrývá variace fázové křivky. R. Schmude získal mnoho měření jasu Marsu použitých v komplexní analýze fázové křivky provedené A. Mallamou.
Protože oběžná dráha Marsu je značně excentrická, její jas při opozici se může pohybovat od velikosti -3,0 do -1,4. Minimální jasnost je asi +1,6 stupně, když je Mars na opačném místě než Země od Země. Rotační variace mohou zvýšit nebo potlačit jas Marsu o 5% a globální prachové bouře mohou zvýšit jeho svítivost o 25%.
Plynové obry
Nejvzdálenější planety ( Jupiter , Saturn , Uran a Neptun ) jsou tak vzdálené, že ze Země lze vyhodnotit pouze malé části jejich fázových křivek blízko 0 ° (plná fáze). Ta část křivky je pro tyto zatažené planety obecně docela plochá, jako je ta Venuše.
Zdánlivá velikost Jupitera se pohybuje v rozmezí od -2,9 do -1,4, Saturn od -0,5 do +1,4, Uran od +5,3 do +6,0 a Neptun od +7,8 do +8,0. Většina těchto variací je způsobena vzdáleností. Rozsah velikosti pro Saturn však také závisí na jeho prstencovém systému, jak je vysvětleno níže.
Prsteny Saturnu
Jas systému Saturn závisí na orientaci jeho prstencového systému . Kroužky více přispívají k celkovému jasu systému, když jsou více nakloněny ke směru osvětlení od Slunce a k pohledu pozorovatele. Široce otevřené prstence přispívají k samotnému disku asi jednou velikostí jasu. Ledové částice, které tvoří prstence, také produkují silný nápor opozice. Snímky kosmického dalekohledu Hubble Space Telescope a Cassini byly analyzovány ve snaze charakterizovat prstencové částice na základě jejich fázových křivek.
Měsíc
Fázová křivka Měsíce se přibližně podobá křivce Merkuru kvůli podobnosti povrchů a nedostatku atmosféry na obou tělesech. Data kosmické lodi Clementine analyzovaná J. Hillierem, B. Burattim a K. Hillem naznačují nárůst měsíční opozice. Zdánlivá velikost Měsíce v plné fázi je -12,7, zatímco ve čtvrtinové fázi je jasná o 21 procent.
Planetární satelity
Byly pozorovány a interpretovány fázové křivky mnoha přírodních satelitů jiných planet. Ledové měsíce často vykazují nárazy opozice. Toto chování bylo použito k modelování jejich povrchů.
Asteroidy
Rovněž byly pozorovány fázové křivky mnoha asteroidů a také mohou vykazovat opoziční rázy. Asteroidy lze takto fyzicky klasifikovat. Účinky rotace mohou být velmi velké a je nutné je zohlednit před výpočtem fázové křivky. Příklad takové studie uvádí R. Baker a kolegové.
Exoplanety
Programy pro charakterizaci planet mimo sluneční soustavu závisí do značné míry na spektroskopii k identifikaci složek a stavů atmosféry, zejména těch, které poukazují na přítomnost forem života nebo které by mohly podporovat život. Jas však lze měřit pro velmi vzdálené objekty velikosti Země, které jsou příliš slabé pro spektroskopickou analýzu. A. Mallama prokázal, že analýza fázové křivky může být užitečným nástrojem k identifikaci planet podobných Zemi. J. Bailey dále poukázal na to, že anomálie fázové křivky, jako je nadbytek jasu Venuše, mohou být užitečnými indikátory atmosférických složek, jako je voda, které mohou být nezbytné pro život ve vesmíru .
Kritiky modelování fázové křivky
Odkazy o regolitech z fázových křivek jsou často založeny na Hapkeho parametrizaci . Ve slepém testu však M. Shepard a P. Helfenstein nenalezli žádné přesvědčivé důkazy o tom, že by určitá sada Hapkeových parametrů odvozených z fotometrických dat mohla jednoznačně odhalit fyzikální stav laboratorních vzorků. Tyto testy zahrnovaly modelování třídobých fázových funkcí Henyey-Greenstein a koherentní opoziční efekt zpětného rozptylu. Toto negativní zjištění naznačuje, že model radiačního přenosu vyvinutý B. Hapkem může být pro fyzikální modelování na základě fotometrie nedostatečný.