기하학적 반사율

천문학에서 **기하학적 반사율**(Geometric albedo)은 천체가 광원으로부터 보이는 실제 밝기(즉, 위상각이 0일 때)와 동일한 단면을 가진 이상적인 평평하고 완전히 반사하며 난반사하는 (람베르트 디스크의 밝기 비율이다. (이 위상각은 빛 경로의 방향을 나타내며 광학 또는 전자공학에서 일반적인 의미의 위상각이 아니다.) 난반사는 입사 광원의 위치에 대한 기억 없이 방사선이 등방성으로 반사된다는 것을 의미한다. 위상각 0은 조명 방향을 따라 보는 것에 해당한다. 지구 기반 관찰자의 경우, 이는 해당 천체가 충에 있고 황도상에 있을 때 발생한다. **시각적 기하학적 반사율**은 가시광선 대역의 전자기파만을 고려한 기하학적 반사율을 의미한다.
# 대기 없는 천체
대기 없는 천체(사실 태양계에 있는 대부분의 천체)의 표면 물질(레골리스)은 강하게 비람베르트적이며, 빛을 난반사하는 대신 광원으로 똑바로 반사하려는 강한 경향인 충 효과를 보인다. 이러한 특성 때문에 이들 천체의 기하학적 반사율을 결정하기 어려울 수 있는데, 이는 이들의 반사율이 0에 가까운 작은 범위의 위상각에서 강하게 정점을 이루기 때문이다.예를 들어, Jeff Medkeff의 달 반사율에 대한 논의를 참조하시오. date=April 13, 2009 이 정점의 강도는 천체마다 현저하게 다르며, 충분히 작은 위상각에서 측정해야만 찾을 수 있다. 이러한 측정은 일반적으로 관찰자가 입사광에 매우 가깝게 정확하게 배치되어야 하므로 어렵다. 예를 들어, 달은 일식일 때를 제외하고는 지구에서 정확히 0의 위상각으로 보이지 않는다. 다른 태양계 천체들은 일반적으로 충에 있을 때에도 궤도의 승강점 또는 하강점에 동시에 위치하여 황도상에 놓이지 않는 한 정확히 0의 위상각으로 보이지 않는다. 실제로는 작은 비영 위상각에서의 측정을 사용하여 천체의 방향 반사 특성을 특징짓는 매개변수(해프케 매개변수)를 도출한다. 이들이 설명하는 반사 함수는 0 위상각으로 외삽되어 기하학적 반사율의 추정치를 얻을 수 있다. 토성의 위성인 엔셀라두스와 테티스와 같이 전체 반사율(본드반사도)이 1에 가까운 매우 밝고 단단한 대기 없는 물체의 경우, 강한 충 효과가 높은 본드반사도와 결합하여 기하학적 반사율이 1 이상이 된다(엔셀라두스의 경우 1.4). 빛은 입사각이 낮더라도 가장자리나 경사면에서 광원으로 똑바로 반사되는 경향이 있는데, 람베르트 표면은 복사선을 훨씬 더 넓게 산란시킬 것이다. 기하학적 반사율이 1보다 높다는 것은 단위 입체각당 광원으로 다시 산란되는 빛의 강도가 어떤 람베르트 표면보다 높다는 것을 의미한다.
# 별
별은 본질적으로 빛을 내지만, 빛을 반사하기도 한다. 근접 쌍성계에서는 편광 측정을 사용하여 한 별에서 다른 별로 반사된 빛(및 그 반대)을 측정하고, 따라서 두 별의 기하학적 반사율도 측정할 수 있다. 이 작업은 스피카 계의 두 구성 요소에 대해 수행되었으며, 스피카 A와 B의 기하학적 반사율은 각각 0.0361과 0.0136으로 측정되었다.s2cid=131977662 별의 기하학적 반사율은 일반적으로 작으며, 태양의 경우 0.001로 예상되지만,date=2019-04-02 더 뜨겁거나 중력이 낮은(즉, 거성) 별의 경우 반사되는 빛의 양은 스피카 계의 별들보다 몇 배 더 많을 것으로 예상된다.
# 등가 정의
구와 평판 디스크의 난반사. 각각 기하학적 반사율이 1인 경우. 가상적인 평면의 경우, 기하학적 반사율은 표면에 수직으로 들어오는 복사선 빔에 의해 조명될 때 표면의 반사율이다.
# 예시
기하학적 반사율은 해당 천체의 표면 및 대기 특성에 따라 본드반사율보다 크거나 작을 수 있다. 몇 가지 예는 다음과 같다.지구의 반사율 {| class="wikitable sortable" |- ! 이름 !! colspan="2"|본드반사도 !! colspan="2"|시각적 기하학적 반사율 |- |수성eprint=1703.02670s2cid=119307693 |100 |100 |- |금성url=https://elib.dlr.de/107059/1/haus_improved_energybalance_icarus_2016_preprint.pdf |100 |100 |- |지구access-date=2025-01-02 |100 |100 |- |달access-date=2015-03-02 |100 |100 |- |화성Mars Fact Sheet, NASA |100 |100 |- |목성bibcode=2018NatCo...9.3709L |100 |100 |- |토성bibcode=1983Icar...53..262H |100 |100 |- |엔셀라두스Howett, Carly J. A.; Spencer, John R.; Pearl, J. C.; Segura, M. (2010). "Thermal inertia and bolometric Bond albedo values for Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea and Iapetus as derived from Cassini/CIRS measurements". Icarus. 206 (2): 573–593. Bibcode:2010Icar..206..573H. doi:10.1016/j.icarus.2009.07.016.See the discussion here date=2016-03-11 for explanation of this unusual value above one. |100 |100 |- |천왕성bibcode=1990Icar...84...12P |100 |100 |- |해왕성bibcode=1991JGR....9618921P |100 |100 |- |명왕성 |100 |float:left;

|- |에리스Verbiscer, Anne J.; Helfenstein, Paul; Porter, Simon B.; Benecchi, Susan D.; Kavelaars, J. J.; Lauer, Tod R.; et al. (April 2022). "The Diverse Shapes of Dwarf Planet and Large KBO Phase Curves Observed from New Horizons". The Planetary Science Journal. 3 (4): 31. Bibcode:2022PSJ.....3...95V. doi:10.3847/PSJ/ac63a6. |100 |100 |}
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* NASA JPL 용어집 * K.P. Seidelmann, Ed. (1992) Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, University Science Books, Mill Valley, California. 위키데이터 속성 추적 분류:관측천문학