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衝サージ（衝効果、衝スパイク、またはゼーリガー効果[ 1 ]とも呼ばれる）は、粗い表面、または多数の粒子を持つ物体が、観測者の真後ろから照らされたときに明るくなる現象です。この用語は天文学で最も広く使用されており、一般的には、惑星、月、彗星などの天体の明るさが、観測の位相角がゼロに近づくにつれて突然顕著に増加する現象を指します。月と火星からの反射光が、天文学的な衝にあるときに、単純なランバート反射によって予測されるよりもはるかに明るく見えることから、この名前が付けられました。この観測現象には、影の隠蔽とコヒーレント後方散乱という2つの物理的メカニズムが提案されています。
位相角とは、観測者、観測対象、光源の間の角度のことです。太陽系の場合、光源は太陽であり、観測者は一般的に地球上にいます。位相角がゼロのとき、太陽は観測者の真後ろに位置し、観測対象は真前方にあり、完全に照らされています。
太陽光に照らされた物体の位相角が小さくなるにつれて、その物体の光度は増加します。これは、照らされる面積が増加するためでもありますが、太陽光が当たっている部分の固有の明るさ（輝度）にも起因します。輝度は表面の照度によって影響を受け、太陽の真下が最も明るく、太陽に対して直角に面している部分ではゼロになります。しかし、輝度は物体から反射された光を観測する角度にも影響されます。そのため、満月の月光は、照らされる可視面積がわずか2倍であるにもかかわらず、上弦や下弦の月光よりもはるかに明るくなります。
反射角が光線が表面に当たる角度に近いとき（つまり、観測者から見て太陽と物体がほぼ対向しているとき）、この固有輝度は通常、最大値に近づきます。位相角が0度になると、すべての影が消え、物体は完全に照らされます。位相角が0度に近づくと、見かけの明るさが急激に増加し、この急激な増加は「対向サージ」と呼ばれます。
この効果は、太陽系の大気のない天体のレゴリス表面で特に顕著です。この効果の主な原因は、他の入射角では影になっている表面の小さな孔や窪みが、観測者が光源とほぼ同じ線上にあるときに照らされることです。この効果は通常、ゼロに近い非常に狭い範囲の位相角でのみ目視できます。反射特性が定量的に研究されている天体については、衝効果の詳細（その強さと角度範囲）は、2つのハプケパラメータによって記述されます。惑星の環（土星の環など）の場合、衝の急増は、環の粒子上の影が露出することによるものです。この説明は、1887年にフーゴ・フォン・ゼーリガーによって初めて提唱されました。 [ 2 ]
対向時に明るさが増加する追加効果の理論として、コヒーレント後方散乱がある。[ 3 ] コヒーレント後方散乱の場合、物体の表面にある散乱体のサイズが光の波長と同程度で、散乱粒子間の距離が波長よりも大きい場合、反射光は狭い角度で増強される。明るさの増加は、反射光が放出光とコヒーレントに結合することによる。
レーダーでもコヒーレントな後方散乱現象が観測されている。特に、カッシーニ によるタイタンの2.2cmでの最近の観測では、レーダー波長での高いアルベドを説明するには強いコヒーレントな後方散乱効果が必要であることが示されている。[ 4 ]
地球上でも、水滴は様々な状況下で反太陽点付近に明るい斑点を作り出すことがあります。詳しくは、ハイリゲンシャインとグローリー（光学現象）をご覧ください。
衝サージの存在は、1956年にトム・ゲーレルズが小惑星からの反射光を研究している際に記述されました。[ 5 ]ゲーレルズのその後の研究では、同じ効果が月の明るさにも見られることが示されました。[ 6 ] 彼はこの現象に「衝効果」という用語を造語しましたが、より直感的な「衝サージ」が現在ではより広く使用されています。
ゲーレルスの初期の研究以来、ほとんどの大気のない太陽系天体において、衝の急激な変化が観測されている。しかし、大気を多く持つ天体では、そのような変化は報告されていない。
月の場合、BJ Burattiらはクレメンタイン探査機による非常に低い位相角での観測を用いて、位相角が 4° から 0° の間で月の明るさが 40% 以上増加することを発見した。(地球からの観測では、月食がない限り位相角が約 0.5 度未満になることはない。位相角 4° は月食の約 8 時間前または後に達成される。) この増加は、比較的滑らかな月の海よりも表面が粗い高地の方が大きい。現象の主なメカニズムについては、測定によると、衝効果は波長依存性が小さいことが示されており、0.41 μm でのサージは 1.00 μm でのサージよりも 3～4% 大きい。この結果は、月の衝サージの主な原因はコヒーレント後方散乱ではなく影の隠蔽であることを示唆している。[ 7 ]