幾何アルベド

天文学において、天体の幾何アルベドとは、光源から見た実際の明るさ（すなわち位相角がゼロの場合）と、同じ断面積を持つ理想的な平面で完全反射・拡散散乱（ランバート散乱）円盤の明るさとの比のことである。（この位相角は光路の方向を指し、光学や電子工学における通常の位相角とは異なる。）

拡散散乱とは、入射光源の位置を記憶することなく、放射が等方的に反射されることを意味します。位相角がゼロのときは、照明方向に沿って見ている状態になります。地球上の観測者にとって、これは対象となる天体が衝の位置にあり、かつ黄道上にあるときに起こります。

視覚幾何アルベドとは、可視スペクトル内の電磁放射のみを考慮した場合の幾何アルベド量のことを指します。

大気のない天体（実際には太陽系内の天体の大部分）の表面物質（レゴリス）は、ランバート反射特性が強くなく、光を拡散散乱させるのではなく、光源に向かってまっすぐ反射する強い傾向を示す「反対効果」を示します。

このため、これらの天体の幾何アルベドを決定することは困難です。なぜなら、これらの天体の反射率は、ゼロに近い狭い範囲の位相角で強くピークを示すからです。^{[ 1 ]}このピークの強さは天体によって大きく異なり、十分に小さな位相角で測定することによってのみ見つけることができます。このような測定は、入射光に非常に近い観測者の正確な配置が必要となるため、通常は困難です。たとえば、月は地球から位相角がちょうどゼロの状態では決して見えません。なぜなら、その状態では月は食を起こしているからです。他の太陽系天体は、衝であっても、軌道の昇交点または降交点に同時に位置し、黄道上にある場合を除き、一般に位相角がちょうどゼロの状態で見えることはありません。実際には、小さな非ゼロ位相角での測定を使用して、天体の方向反射特性を特徴付けるパラメータ（ハプケパラメータ）を導出します。これらのパラメータによって記述される反射率関数をゼロ位相角に外挿することで、幾何アルベドの推定値を得ることができます。

土星の衛星エンケラドゥスやテティスのような、非常に明るく固体で大気のない天体では、全反射率（ボンドアルベド）が1に近いため、強い衝効果が高ボンドアルベドと相まって、幾何アルベドが1を超える値（エンケラドゥスの場合は1.4）になります。光は、縁や斜面など入射角が小さい場合でも、優先的に光源に向かってまっすぐ反射されます。一方、ランバート面では放射ははるかに広範囲に散乱されます。幾何アルベドが1を超えるということは、光源に向かって単位立体角あたりに散乱される光の強度が、ランバート面で可能な値よりも高くなることを意味します。

星は本来的に輝いているが、光を反射することもできる。近接連星系では、偏光測定法を用いて、一方の星からもう一方の星に反射された光（およびその逆）を測定し、それによって2つの星の幾何アルベドも測定することができる。この作業はスピカ系の2つの構成要素で達成されており、スピカAとBの幾何アルベドはそれぞれ0.0361と0.0136と測定されている。^{[ 2 ]}星の幾何アルベドは一般的に小さく、太陽では0.001の値が予想されるが、^{[ 3 ]}より高温または重力の低い（つまり巨星の）星では、反射光の量はスピカ系の星の数倍になると予想される。^{[ 2 ]}

平面という仮想的な場合、幾何アルベドとは、表面に垂直に入射する光線によって照明が与えられたときの表面のアルベドのことである。

幾何学的アルベドは、対象となる物体の表面および大気特性に応じて、ボンドアルベドよりも大きい場合も小さい場合もあります。いくつかの例：^{[ 4 ]}

• アルベド
• 異方性
• ボンドアルベド
• ランバート反射率

• NASA JPL 用語集
• KP セイデルマン編 (1992) 『天文年鑑解説補遺』、ユニバーシティ・サイエンス・ブックス、ミルバレー、カリフォルニア。