충 효과

충 효과(opposition effect), 오포지션 서지(opposition surge), 젤리거 효과(Seeliger effect)는 관측자의 정반대 방향에서 빛을 받을 때 거친 표면이나 많은 입자를 가진 물체가 밝아지는 현상이다. 이 용어는 주로 천문학에서 사용되며, 일반적으로 행성, 달, 혜성과 같은 천체의 관측 위상각이 0에 가까워질 때 밝기가 갑자기 눈에 띄게 증가하는 것을 의미한다. 달과 화성에서 반사되는 빛이 천문학적 충 상태일 때 단순한 람베르트 반사가 예측하는 것보다 훨씬 밝게 보이기 때문에 이러한 이름이 붙었다. 이 관측 현상에 대해 두 가지 물리적 메커니즘이 제안되었다: 그림자 숨김과 일관성 있는 후방 산란.

개요
섬네일|left|400px|왜행성 세레스를 돈 탐사선이 위상각 0°, 7°, 33°에서 촬영한 모습. 위상각 0°인 왼쪽 이미지는 충 효과로 인해 훨씬 더 높은 휘도를 보인다.
섬네일|400px|right|람베르트 구와 정반사 구의 위상각에 따른 광도. 이들은 충 효과를 보이지 않는다. 람베르트의 경우는 표면이 한 점에서 빛을 산란하여 어느 각도에서 보든 같은 휘도를 가질 때이다.
위상각은 관측자, 관측 대상, 광원 사이의 각도로 정의된다. 태양계의 경우 광원은 태양이며 관측자는 일반적으로 지구에 있다. 위상각이 0도일 때 태양은 관측자의 바로 뒤에 있고 물체는 바로 앞에 있으며 완전히 조명된다.

태양에 의해 빛나는 물체의 위상각이 감소함에 따라 물체의 광도는 증가한다. 이것은 부분적으로 조명되는 면적이 증가하기 때문이기도 하지만, 부분적으로는 햇빛을 받는 부분의 본질적인 밝기(휘도) 때문이기도 하다. 이는 태양 바로 아래에서 가장 강하고 태양에 수직인 물체 부분에서 0으로 가는 표면의 조도에 영향을 받는다. 그러나 휘도는 물체에서 반사된 빛이 관측되는 각도에도 영향을 받는다. 이러한 이유로 보름달의 달빛은 초승달이나 하현달보다 훨씬 더 많다. 비록 가시적으로 조명되는 면적은 두 배에 불과하지만 말이다.

물리적 메커니즘

그림자 숨김

반사각이 빛의 광선이 표면에 닿는 각도에 가까울 때 (즉, 관측자의 시점에서 태양과 물체가 충에 가까울 때), 이 본질적인 밝기는 일반적으로 최대치에 가깝다. 위상각이 0도일 때 모든 그림자가 사라지고 물체는 완전히 조명된다. 위상각이 0에 가까워지면 겉보기 밝기가 갑자기 증가하며, 이 갑작스러운 증가를 충 효과라고 한다.

이 효과는 태양계의 공기 없는 천체의 레골리스 표면에서 특히 두드러진다. 이 효과의 주요 원인은 표면의 작은 구멍과 구덩이가 다른 입사각에서는 그림자에 가려지지만, 관측자가 조명원과 거의 같은 선상에 있을 때 빛을 받기 때문이다. 이 효과는 일반적으로 0에 가까운 매우 작은 범위의 위상각에서만 보인다. 반사 특성이 정량적으로 연구된 천체의 경우, 충 효과의 세부 사항(강도와 각도 범위)은 하프케 매개변수 중 두 가지로 설명된다. 토성의 고리와 같은 행성 고리의 경우, 충 효과는 고리 입자의 그림자가 드러나기 때문에 발생한다. 이 설명은 1887년 후고 폰 젤리거에 의해 처음 제안되었다.

일관성 있는 후방 산란

충돌 시 밝기를 증가시키는 추가 효과에 대한 이론은 일관성 있는 후방 산란이다.Hapke, B. Coherent Backscatter: An Explanation for the Unusual Radar Properties of Outer Planet Satellites Icarus 88: 407:417. 일관성 있는 후방 산란의 경우, 물체 표면의 산란체 크기가 빛의 파장과 비슷하고 산란 입자 사이의 거리가 파장보다 클 때 좁은 각도에서 반사된 빛이 증폭된다. 밝기 증가는 반사된 빛이 방출된 빛과 일관성 있게 결합하기 때문이다.

일관성 있는 후방 산란 현상은 레이더에서도 관측되었다. 특히, 카시니를 이용한 타이탄의 2.2 cm 파장 최근 관측 결과, 레이더 파장에서 높은 반사율을 설명하기 위해 강력한 일관성 있는 후방 산란 효과가 필요하다는 것이 밝혀졌다.

물방울

지구에서는 물방울도 다양한 상황에서 대기대척점 주변에 밝은 점을 만들 수 있다. 더 자세한 내용은 하일리겐샤인과 광륜 (광학 현상)을 참조하라.

태양계 전역에서

충 효과의 존재는 톰 게렐스가 소행성에서 반사된 빛을 연구하던 중 1956년에 설명했다.Gehrels, T. (1956) "Photometric Studies of Asteroids. V: The Light-Curve and Phase Function of 20 Massalia". Astrophysical Journal 195: 331-338. 게렐스의 이후 연구는 동일한 효과가 달의 밝기에서도 나타날 수 있음을 보여주었다.Gehrels, T.; Coffeen, T.; & Owings, D. (1964) "Wavelength dependence of polarization. III. The lunar surface". Astron. J. 69: 826-852.

게렐스의 초기 연구 이후, 대부분의 공기 없는 태양계 천체에서 충 효과가 관찰되었다. 상당한 대기를 가진 천체에서는 그러한 효과가 보고되지 않았다.

달의 경우, B. J. 버라티(Buratti) 등은 클레멘타인 우주선의 매우 낮은 위상각 관측을 사용하여 위상각 4°에서 0° 사이에서 달의 밝기가 40% 이상 증가한다는 것을 발견했다. (지구에서의 관측은 월식이 없는 한 위상각이 약 0.5° 미만일 수 없다. 위상각 4°는 월식 전후 약 8시간에 달성된다.) 이 증가는 상대적으로 매끄러운 달의 바다보다 표면이 더 거친 고원 지역에서 더 크다. 이 현상의 주요 메커니즘에 관해서는, 측정 결과 충 효과가 파장에 거의 의존하지 않는다는 것을 보여준다: 0.41 μm에서 1.00 μm보다 3-4% 더 크다. 이 결과는 달의 충 효과의 주요 원인이 일관성 있는 후방 산란보다는 그림자 숨김이라는 것을 시사한다.Buratti, B. J.; Hillier, J. K.; & Wang, M. (1996) "The Lunar Opposition Surge: Observations by Clementine". Icarus 124: 490-499.

 같이 보기 
 반사율
 양방향 반사 분포 함수
 브로켄의 요괴, 태양 반대편의 구름 상층부에 투영된 관측자의 거대하고 확대된 그림자
 대기광
 기하학적 반사율

 각주 

 외부 링크 
 하야부사, 소행성 이토카와의 충 효과 관측
 충 효과, "Atmospheric optics" 웹사이트. 달의 충 효과 사진 포함
 충 효과 메커니즘, "Atmospheric optics" 웹사이트. 충 효과의 도식적 표현
 "The-moon wikispaces" 충 효과 페이지
 카시니-하위헌스가 촬영한 토성의 B 고리 충 효과

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