反対勢力の急増

衝サージ（衝効果、衝スパイク、ゼーリガー効果^[1]とも呼ばれる）は、粗い表面または多くの粒子を含む物体が、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ある。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、観測位相角がゼロに近づくにつれて、惑星、月、彗星などの天体の明るさが突然顕著に増加することを指している。衝にあるとき、月と火星からの反射光が単純なランバート反射率で予測されるよりも大幅に明るく見えることから、このように名付けられている。この観測現象については、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る。

概要

位相角は、観測者、観測対象物、光源の間の角度として定義されます。太陽系の場合、光源は太陽で、観測者は通常地球上にいます。位相角がゼロの場合、太陽は観測者の真後ろにあり、対象物は真正面にあり、完全に照らされています。

太陽に照らされた物体の位相角が減少すると、物体の明るさは急速に増加します。これは主に照らされた面積の増加によるものですが、部分的には太陽に照らされた部分の固有の明るさによるものです。これは、物体から反射された光が観測される角度などの要因によって影響を受けます。このため、照らされた可視領域がちょうど 2 倍の大きさに見えるにもかかわらず、満月は上弦または下弦の月の 2 倍以上の明るさになります。

物理的メカニズム

影を隠す

反射角が光線が表面に当たる角度に近い場合 (つまり、観察者から見て太陽と物体が対向に近い場合)、この固有の明るさは通常最大に近くなります。位相角が 0 度の場合、すべての影が消え、物体が完全に照らされます。位相角が 0 度に近づくと、見かけの明るさが突然増加します。この突然の増加は、対向サージと呼ばれます。

この効果は、太陽系の空気のない天体の表土表面で特に顕著である。この効果の通常の主な原因は、他の入射角では影になる表面の小さな孔や窪みが、観察者が光源とほぼ同じ線上にいるときに明るくなることである。この効果は通常、位相角がゼロに近い非常に狭い範囲でのみ見える。反射特性が定量的に研究されている天体の場合、衝効果の詳細（その強度と角度範囲）は、ハプケパラメータの2つによって説明される。惑星の環（土星など）の場合、衝の急増は環の粒子の影が露出するためである。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案された。^[2]

コヒーレント後方散乱

対向時に明るさを増す追加効果の理論は、コヒーレント後方散乱の理論です。^[3] コヒーレント後方散乱の場合、物体表面の散乱体のサイズが光の波長に匹敵し、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ます。明るさの増加は、反射光が放射光とコヒーレントに結合するためです。

コヒーレント後方散乱現象はレーダーでも観測されている。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、強いコヒーレント後方散乱効果が必要であることが示された。^[4]

水滴

地球上でも、水滴がさまざまな状況で反太陽点の周囲に明るい点を作り出すことがあります。詳細については、ハイリゲンシャインとグローリー（光学現象）を参照してください。

太陽系全体

衝の急増の存在は、1956年にトム・ゲーレルズが小惑星からの反射光を研究した際に説明されました。^[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現れることが示されました。^[6] 彼はこの現象を「衝効果」と名付けましたが、より直感的な「衝の急増」が現在では広く使用されています。

ゲーレルズの初期の研究以来、太陽系の大気のない天体のほとんどで衝の急増が観測されている。しかし、大気のある天体ではそのような急増は報告されていない。

月の場合、BJ Burattiらは、位相角4°と0°の間で明るさが約40%増加し、この増加は比較的滑らかな海よりも表面が粗い高地で大きいと示唆している。この現象の主なメカニズムについては、測定により衝効果がわずかな波長依存性を示すことが示されている。つまり、0.41μmでの急増は1.00μmでの急増よりも3～4%大きい。この結果は、月の衝急増の主な原因がコヒーレント後方散乱ではなく影隠しであることを示唆している。^[7]

参照

アルベド
双方向反射機能
ブロッケン現象は、太陽の反対側の雲の上部に映る、観測者の巨大で拡大された影のことである。
ゲゲンシャイン
幾何学的アルベド

参考文献

^ Hameen-Anttila, KA; Pyykko, S. (1972 年7月)。「土星の環の光度測定挙動と地球と太陽の土星中心緯度の関数」天文学と天体物理学。19 ( 2): 235–247。Bibcode :1972A&A....19..235H。
^ フォン・ゼーリガー、H. (1887)。「土星を観察する惑星の理論」。ああ。バイエル。アカド。ウィス。数学。ナチュラルウィス。 Kl。16 : 405–516。
^ Hapke, B. コヒーレント後方散乱: 外惑星衛星の異常なレーダー特性の説明Icarus 88 : 407:417.
^ Janssen, MA; Le Gall, A.; Wye, LC (2011). 「タイタンの表面からの異常なレーダー後方散乱?」Icarus . 212 (1): 321–328. Bibcode :2011Icar..212..321J. doi :10.1016/j.icarus.2010.11.026. ISSN 0019-1035.
^ Gehrels, T. (1956)「小惑星の光度測定研究。V：20マッサリアの光度曲線と位相関数」。天体物理学ジャーナル 195：331-338。
^ Gehrels, T.; Coffeen, T.; & Owings, D. (1964)「偏光の波長依存性。III. 月面」Astron. J. 69 : 826-852.
^ Burrati, BJ; Hillier, JK; & Wang, M. (1996)「月の衝の急増：クレメンタインによる観測」イカロス 124：490-499。

外部リンク

はやぶさが小惑星イトカワの衝の急増を観測^{[永久リンク切れ‍ ]}
反対効果、「大気光学」ウェブサイト。月面の反対効果の写真も掲載
反対効果のメカニズム、「大気光学」ウェブサイト。反対サージの図式的表現
「The-moon wikispaces」反対派急増ページ
カッシーニ・ホイヘンスが捉えた土星のBリングの衝の急増

[Hameen-Anttila-1] ^ Hameen-Anttila, KA; Pyykko, S. (1972 年7月)。「土星の環の光度測定挙動と地球と太陽の土星中心緯度の関数」天文学と天体物理学。19 ( 2): 235–247。Bibcode :1972A&A....19..235H。

[volSeeliger-2] フォン・ゼーリガー、H. (1887)。「土星を観察する惑星の理論」。ああ。バイエル。アカド。ウィス。数学。ナチュラルウィス。 Kl。16 : 405–516。

[3] Hapke, B. コヒーレント後方散乱: 外惑星衛星の異常なレーダー特性の説明Icarus 88 : 407:417.

[Janssen2011-4] Janssen, MA; Le Gall, A.; Wye, LC (2011). 「タイタンの表面からの異常なレーダー後方散乱?」Icarus . 212 (1): 321–328. Bibcode :2011Icar..212..321J. doi :10.1016/j.icarus.2010.11.026. ISSN 0019-1035.

[5] Gehrels, T. (1956)「小惑星の光度測定研究。V：20マッサリアの光度曲線と位相関数」。天体物理学ジャーナル 195：331-338。

[6] Gehrels, T.; Coffeen, T.; & Owings, D. (1964)「偏光の波長依存性。III. 月面」Astron. J. 69 : 826-852.

[7] Burrati, BJ; Hillier, JK; & Wang, M. (1996)「月の衝の急増：クレメンタインによる観測」イカロス 124：490-499。