황도광의 스펙트럼 구배

IDP의 알베도는 여러 방법을 사용하여 측정되었습니다. Hanner (1980)는 황도광 밝기를 달의 미세 분화구 기록에서 파생 된 IDP 모델과 비교했습니다. Lumme & Bowell (1985)은 황도광의 편광 분포를 설명 할 수있는 IDP의 알베도 값을 도출했습니다. Dumont & Levasseur-Regourd (1988)는 90 °의 태양 연신율에서 광학 및 적외선 밝기를 비교하여 albedo를 도출했지만 이러한 노력에도 불구하고 albedo 값에 대한 일관된 결과는 없습니다. 이 연구에서 우리는 반 태양 광 지점에서 광학 및 적외선 (Kelsall et al. 1998) 황도 광속을 비교하여 IDP의 기하학적 알베도를 측정하려고 시도했습니다. ARray Detector (WIZARD, 그림 2.1)가 포함 된 광 시야 광도 영상 기는 고베 대학과 도쿄 대학교 팀이 광학 황도 광의 고해상도 광 시야 이미지를 얻기 위해 개발했습니다 (Ishiguro et al. 2003). . 이 장비는 440–520 nm의 파장 범위에서 1.4 픽셀 해상도로 46o × 92o의 시야를 다룹니다. 연구팀이 찍은 이미지의 데이터 축소에 기여했습니다. 기기, 데이터 수집 및 데이터 축소에 대한 자세한 설명은 Yang (2012)에 작성되었습니다. 반 태양 광 지점 주변의 Gegenschein 이미지 (그림 2.2)에서 정확한 반 태양 광 지점에서 선명한 밝기 피크를 발견했습니다 (그림 2.3). 반 태양 광점 주변의 밝기 향상 패턴은 계절에 따라 변했지만 밝기 피크의 위치는 항상 반 태양 광점이었다.

날카로운 밝기 피크의 이러한 동작은 Buffington 등의 이전 연구와 일치합니다. (2009). 강한 반 태양 광 포인트 피크는 빛이 태양으로부터 후방 방향으로 산란 될 때 발생하는 반대 효과 (일관된 후방 산란 및 / 또는 그림자 숨김 효과)로 해석됩니다. 정의에 따라 기하학적 알베도는 동일한 단면을 가진 Lambertian 디스크의 강도에 대한 주어진 물체의 후방 산란 강도의 비율입니다 (Hanner et al. 1981). 우리는 황도 방출의 적외선 관찰을 기반으로 생성 된 모델 (Kelsall et al. 1998)에서 반 태양 방향에서 IDP의 전체 단면을 도출했습니다. 단면적과 광학 파장에서 측정 된 반 태양 광도 광도를 사용하여 황도 광의 기하학적 알베도를 0.07 ± 0.01로 추론했습니다. 소행성 먼지 띠의 약한 미세 구조를 뺀 후 부드러운 황도광 성분의 알베도는 0.06 ± 0.01입니다 (Ishiguro et al. 2013, 두 번째 저자로 프로젝트에 참여했습니다). 이 알베도 값은 0.06 ± 0.01 이하입니다. 태양계의 작은 물체는 일반적으로 4500–7500 ˚A 범위의 선형 스펙트럼을 보여줍니다. 정규화 된 반사율 구배를 사용하여 스펙트럼 지수를 표현하는 것이 유용합니다. 여기서 S는 반사율이며, 파장 λ에서 태양의 자속 밀도로 나눈 물체의 자속 밀도로 정의되며, S¯ 및 dS / dλ는 다음을 나타냅니다. 파장 범위의 평균 반사율 및 스펙트럼 구배. 황도광의 스펙트럼은 주로 우주의 적외선 파장에서 측정되었습니다 (Matsuura et al. 1995; Matsumoto et al. 1996; Fixsen & Mather 2002; Reach et al. 2003; Ootsubo et al. 2009; Tsumura et al. 2010) . 광학 파장 범위 (2015 년 11 월 현재)에서 사용할 수있는 분광 데이터가 없기 때문에 약 4600 ˚A (Leinert et al.)에서 취한 컴파일 된 광도 데이터를 사용하여 로그 선형 피팅에 의해 광학 스펙트럼 기울기 S를 도출했습니다 따라서 다음과 같은 식이 나왔습니다.