黄道光

[外文]：zodiacal light

位于地球上低纬度和中纬度地带的人于春季黄昏后在西方地平线上或于秋季黎明前在东方地平线上所见到的淡弱的三角形光锥。黄道光沿着黄道向上伸展，可达地平线以上30°左右。它的可见时间不长。春季黄昏后见到的黄道光，随着夜幕完全降临就逐渐消逝；秋季黎明前见到的黄道光，随着东方逐渐吐白就隐没于晨曦之中。

黄道光很暗弱，必须在良好的环境条件下才能有效地观测。春季黄昏后和秋季黎明前黄道面的空间方向恰好最接近于垂直地平面，所以这时黄道光就升得较高，容易看到。在赤道附近，黄道面有时完全垂直于当地的地平面，就更有利于观测了。除了纬度低较为有利外，观测点应尽可能选择海拔高的地方，以求大气透明度好，并借以避开人为光源的干扰;为了避开可能出现的极光，较好在低磁纬的地方观测；当然，观测点也应有良好的天气条件，这就是说，应该选择在春分、秋分前后（最有利于观测黄道光的时机）有连续晴夜、大气透明而稳定的地点。

观测条件极佳时（例如在地球大气外），还可以看到黄道光往里一直延伸到太阳近旁，向外几乎布满整个天空。它沿着黄道形成一条较亮的带，叫作黄道带。黄道带的两侧边平行于黄道，它从黄道光光锥的顶部起朝背日方向延伸，亮度不断下降，直到离太阳135°左右的地方。此后，亮度重新上升，到反日点附近又达到极大。在反日点附近有一个大约20°×10°光景的区域显得比周围更亮，叫作对日照。

我国在元朝初期就已有黄道光的观测记载。意大利天文学家G.D.卡西尼（见卡西尼家族）于1683年3月18日开始观测黄道光，较先进行系统的研究。

黄道光的起因主要是行星际尘埃对太阳光的散射。因此，黄道光的光谱与太阳光谱极为相似。通常认为行星际尘埃粒子是小行星被撞碎后或是彗星瓦解后的产物。它们基本上散布在黄道平面（严格地说，应该是太阳系的拉普拉斯不变平面）及其近旁，所以黄道光也就大致沿着黄道面伸展。此外，也许有一小部分黄道光是由分布在行星际空间的电子云散射形成的。在地球轨道附近，电子云中电子数的密度约为每立方厘米102～103个的数量级。

人们研究行星际物质的方法主要有两种：一是发射行星际探测器到实地取样;二是从黄道光的观测特征(包括强度、偏振、光谱、颜色等)来推求行星际物质的性质（密度、分布、形状、大小等）。前一种方法比较直接，但耗资巨大，飞行次数和范围却很有限；后一种方法虽然比较间接，但既经济又方便，而且可以长期观测，因而至今仍常采用。

行星际物质大致对称地分布在太阳周围，其中有大量小到1微米甚至0.1微米的尘埃粒子，它们的分布状况是：离太阳越远，数目越少，而且小粒子的数目比大粒子多得多。由观测黄道光得出的这些结论均与空间探测器的实测结果吻合。

行星际物质的上述分布状况，必然导致黄道光的主要部分具有两种对称性：

（1）对黄道面对称；

（2）对通过太阳的黄经圈对称。这已为大量观测完全证实。

黄道光的亮度朝太阳方向单调地增强，可以认为它是外日冕的延伸。也就是说，在离太阳较近的地方，黄道光融入F日冕（尘埃冕），而成为外冕的一部分。但是，黄道光的亮度并不固定，它有短期变化也有长期变化，其原因很复杂。例如，有人指出太阳活动会影响黄道光的亮度。与黄道光重迭在一起的夜天光的性质也很复杂多变，此外，还必须区分“真黄道光”（即在地球大气外观测到的、已经作了改正的黄道光）和“视黄道光”（即被地球大气散射改变了的黄道光）。从视黄道光推求真黄道光很困难，观测结果的不确定性大多来源于此。

参考书目

D. E. Blackwell，D. W.Dewhirst and M. F.Ingham，Zodiacal　Light，　Advances　in　Astronomy　and Astrophysics，Vol. 5，pp. 1～69，Academic Press，New York，1967.