最終更新日: 2025 年 8 月 29 日

黄道光: 惑星間塵の反射

チリのラグーナ・ベルデの黄道帯の光 — 惑星間塵による黄道に沿った拡散光。画像の右下に黄道帯の光が見えますが、これは 2009 年 6 月の日没直後に南半球 (ナミビア) で撮影されました。画像出典: Rudi Dobesberger (Sternfreunde Steyr)

黄道光の起源

太陽光は、と呼ばれる細かい塵の雲に散乱されます。惑星間塵、主に平面に位置します。黄道。これらの粒子の典型的な寸法は 10 ～ 100 µm で、主にケイ酸塩とアモルファスカーボンで構成されており、反射係数と散乱光スペクトルに影響を与えます。

光現象は、日の出直前または日没後に目に見える拡散照明として現れ、黄道に沿って円錐または帯を形成します。黄道帯の光の強度と可視性は、太陽、地球、塵雲の間の角度や局所的な粒子の濃度など、いくつかの物理的および幾何学的要因に依存します。

季節変動も観察可能です。黄道帯の光は、黄道が傾くことにより、より厚い塵雲に太陽が光を投影できるようになる北半球の秋と春に、より容易に検出されます。空の汚染がほとんどない高高度の場所からの観測により、この現象をよりよく区別することが可能になり、これは太陽系における惑星間塵の分布と起源の間接的な指標でもあります。

観察と変化

黄道帯の光の強度は、局所的な塵の密度、太陽の照射角度、大気の吸収によって決まります。高地で汚染の少ない場所からの観測は最良の条件を提供します。北半球では秋と春の夕暮れ時に最もよく見えます。

黄道光の観測可能な特徴

黄道光の研究により、太陽系内の塵の集団を特徴づけ、それらの彗星または小惑星の起源を特定することが可能になります。また、生成する寄生照明により、深い天体観測の障害にもなります。

惑星間塵の性質表
財産	代表値	ユニット	コメント
平均半径	10-100	μm	効果によって可視光を散乱させるのに十分な大きさの粒子三重
体積密度	10⁻¹⁹ ～ 10⁻¹⁸	kg/m3	密度が非常に低いため、拡散した外観と低輝度が説明されます。
構成	ケイ酸塩、炭素	-	反射率と拡散光スペクトルに影響を与える
光の拡散	三重が独占	-	可視波長に相当する粒子が光を異方的に散乱させる