黃道光是一些不斷環繞太陽的塵埃微粒反射太陽的光而成。黃道光因行星際塵埃對太陽光的散射而在黃道面上形成的銀白色光錐，一般呈三角形，大致與黃道面對稱並朝太陽方向增強。總的講來黃道光很微弱，除在春季黃昏後或秋季黎明前在觀測條件較理想情況下才勉強可見外，一般不易見到。黃道光是存在行星際物質的證明。
基本介紹
- 中文名：黃道光
- 外文名：zodiacal light
- 性質：光束
- 特點：塵埃反射太陽光
簡介,特徵,起因,亮度,觀測,產生條件,形成原因,研究方法,大致分布,具有兩種對稱性,亮度觀測,
簡介
太陽西沉，黃昏過後，在西部天空有時能隱約看到一片火苗樣的亮光。同樣，太陽東升，晨曦未現之時，也能夠在東方看到從地平線向上延伸的一片光芒。在有月亮、金星和木星等明亮天體的日子裡是難以觀察到這種天文景象的，但在沒有月亮的夜晚，卻能帶給看到的人一陣驚喜。
無論何人，只要仔細觀察，都會發現那片亮光，在地平線附近非常寬，延伸向天頂則逐漸變窄，形似火舌。這就是“黃道光”。
特徵
黃道光（zodiacal light）
它的可見時間不長。春季黃昏後見到的黃道光，隨著夜幕完全降臨就逐漸消逝；秋季黎明前見到的黃道光，隨著東方逐漸吐白就隱沒於晨曦之中。
黃道光很暗弱，必須在良好的環境條件下才能有效地觀測。春季黃昏後和秋季黎明前黃道面的空間方向恰好最接近於垂直地平面,所以這時黃道光就升得較高,容易看到。
在赤道附近，黃道面有時完全垂直於當地的地平面，就更有利於觀測了。除了緯度低較為有利外，觀測點應儘可能選擇海拔高的地方,以求大氣透明度好,並藉以避開人為光源的干擾;為了避開可能出現的極光,最好在低磁緯的地方觀測；當然，觀測點也應有良好的天氣條件，這就是說，應該選擇在春分、秋分前後（最有利於觀測黃道光的時機）有連續晴夜、大氣透明而穩定的地點。
觀測條件的極佳時（例如在地球大氣外），還能看到黃道光往裡一直延伸到太陽近旁，向外布滿整個天空。沿著黃道形成一條較亮的帶，稱之為黃道帶。黃道帶兩側邊是平行於黃道，從黃道光光錐頂部起朝背日方向延伸,亮度不斷下降，一直到離太陽135度左右的地方。此後，亮度又重新上升，到反日點附近又開始達到極大。在反日點附近有一個大約20°×10°光景區域顯得比周圍更亮，叫作對日照。
起因
行星際物質大致對稱地分布在太陽周圍，其中有大量小到1微米甚至0.1微米的塵埃粒子，它們的分布狀況是：離太陽越遠，數目越少，而且小粒子的數目比大粒子多得多。由觀測黃道光得出的這些結論均與空間探測器的實測結果吻合。
行星際物質的上述分布狀況，必然導致黃道光的主要部分具有兩種對稱性：①對黃道面對稱；②對通過太陽的黃經圈對稱。這已為大量觀測完全證實。
亮度
黃道光亮度朝太陽方向單調地增強，可以認為是外日冕的延伸。也就是說，在離太陽較近的地方，黃道光融入F日冕（塵埃冕）,而成為外冕的一部分。但是，黃道光的亮度並不固定,它有短期變化也有長期變化,其原因很複雜。例如，有人指出太陽活動會影響黃道光的亮度。
黃道光
黃道光與黃道光重疊在一起的夜天光的性質也很複雜多變,此外,還必須區分“真黃道光”（即在地球大氣外觀測到的、已經作改正的黃道光）和“視黃道光”（即被地球大氣散射改變了的黃道光）。從視黃道光推求真黃道光是很困難，觀測結果不確定性大多來源於此。
坡印廷—羅伯遜效應會造成塵粒緩慢的以螺旋路徑進入太陽，所以必須有源源不斷的新塵粒來補充黃道中的雲氣。來自彗星塵埃尾與小行星碰撞產生的塵埃粒子是補充形成黃道光和對日照的顆粒最主要的來源。來自不同太空船的觀測顯示，確實有一些帶狀分布的塵埃粒子是與一些特定的小行星族與彗尾有所關聯。
2010年，據美國《科學》雜誌線上版報導，美國行星動力學家用計算機模型破解了神秘的夜空輝光——黃道光形成之謎。結論認為，黃道光塵埃幾乎全部來自短周期彗星，推翻了長久以來的推測。
觀測
觀測條件極佳時（比如在地球大氣外），還可以看到黃道光往裡直延伸到太陽近旁，向外全部布滿整個天空。沿著黃道形成一條較亮的帶，叫作黃道帶。黃道帶兩側邊平行於黃道，從黃道光光錐的頂部起朝背日方向延伸,亮度不斷下降，一直到離太陽135°左右的地方。此後，亮度又重新上升，到反日點附近又達到了極大。在反日點附近有個大約20°×10°光景區域顯得比周圍更亮，叫作對日照。
黃道光沿黃道呈一個三角錐形，恰如舌狀朦朧的光芒，越接近地平線，愈擴展也愈明亮。在中緯度的地方，通常在春季日沒後西方或秋季日出前的東方地平線附較容易見到。較佳的觀看時段是在天文曙光始之前（秋季）或者天文暮光終之後（春季）。
對日照是與太陽相對且相差180度的地方所出現光象，範圍約20°×10°大小，呈現暗淡光芒的小橢圓形，是日光經由塵埃粒子的反向散射造成的。須於無光害且不受月光影響的環境下才能觀測到。
黃道光
黃道光產生條件
黃道光處於地球上低緯度和中緯度地帶的人於春季黃昏後在西方地平線上或於秋季黎明前在東方地平線上所見到的淡弱的三角形光錐。黃道光沿著黃道向上伸展，可達地平線以上30度左右。可見時間不長。在春季黃昏後見到的黃道光，隨著夜幕完全降臨逐漸消逝；到秋季黎明前見到的黃道光，隨著東方逐漸吐白隱沒於晨曦之中。黃道光很暗弱，必須在良好的環境條件下才能有效地觀測。
春季黃昏後與秋季黎明前黃道面的空間方向恰好最接近於垂直地平面，所以這時黃道光就升得較高，容易看到。在赤道附近，黃道面有時完全垂直於當地的地平面，就更有利於觀測了。除了緯度低較為有利外，觀測點應儘可能選擇海拔高的地方，以求大氣透明度好，並藉以避開人為光源的干擾，為了避開可能出現的極光，最好在低磁緯的地方觀測；當然，觀測點也應有良好的天氣條件，這就是說，應該選擇在春分與秋分前後（最有利於觀測黃道光的時機）有連續晴夜、大氣透明而穩定的地點。
1～3月間，在日落之後的西方天空，10～11月間，在黎明前的東方天空，都比較容易看到黃道光。這是因為在這兩段時間，黃道與地平線的交角比較大，不會受銀河干擾的緣故。室外照明會惡化天文觀測條件，甚至會看不見銀河。在這個意義上，也可以說黃道光是夜空中“瀕臨絕滅的物種”，而對日照，則已經是“絕滅物種”。
中國在元朝初期就有黃道光的觀測記載。義大利天文學家G.D.卡西尼在1683年 3月18日開始觀測黃道光，最先進行了系統的研究。
形成原因
黃道光黃道光的起因主要是行星際塵埃對太陽光的散射。因此，黃道光光譜與太陽光譜極為相似。一般認為行星際塵埃粒子是小行星被撞碎後或是彗星瓦解後的產物。基本上散布在黃道平面及其近旁，因此黃道光也就大致沿著黃道面伸展。此外，也許有一小部分黃道光是由分布在行星際空間的電子云散射形成。在地球軌道附近，電子云里電子數的密度約為每立方厘米100～1000個的數量級。
研究方法
研究行星際物質的方法：
人們研究行星際物質的方法一般有兩種：發射行星際探測器到實地取樣;從黃道光的觀測特徵(包括強度、偏振、光譜、顏色等)來推求行星際物質的性質（密度、分布、形狀、大小等）。前一種方法比較直接，可是耗資巨大，飛行次數與範圍卻很有限；後一種方法雖然比較間接，可是既經濟又方便，可以長期觀測，因而仍常採用。
大致分布
行星際物質大致分布：
行星際物質大致對稱分布在太陽周圍，其中有大量小到1微米甚至0.1微米塵埃粒子，分布狀況為離太陽越遠，數目越少，小粒子的數目比大粒子多得多。由觀測黃道光得出的這些結論均和空間探測器的實測結果吻合。
具有兩種對稱性
行星際物質的分布狀況，必然導致黃道光的主要部分具有2種對稱性：
1、對黃道面對稱；
2、對通過太陽的黃經圈對稱。這已為大量觀測完全證實。
亮度觀測
黃道光黃道光的亮度朝太陽方向單調地增強，可以認為它是外日冕的延伸。也就是說，在離太陽較近的地方，黃道光融入F日冕（塵埃冕），而成為外冕的一部分。但是，黃道光的亮度並不固定，它有短期變化也有長期變化，其原因很複雜。例如，有人指出太陽活動會影響黃道光的亮度。與黃道光重疊在一起的夜天光的性質也很複雜多變,此外,還必須區分“真黃道光”（即在地球大氣外觀測到的、已經作了改正的黃道光）和“視黃道光”（即被地球大氣散射改變了的黃道光）。從視黃道光推求真黃道光很困難，觀測結果的不確定性大多來源於此。
坡印廷—羅伯遜效應會造成塵粒緩慢的以螺旋的路徑進入太陽，因此必須有源源不斷的新塵粒來補充黃道中的雲氣。來自彗星塵埃尾和小行星碰撞產生的塵埃粒子是補充形成黃道光和對日照的顆粒最主要的來源。這幾年，來自不同太空船的觀測顯示，確實有一些帶狀分布的塵埃粒子是與一些特定的小行星族和彗尾有所關聯。
觀測條件極佳時（例如在地球大氣外），還可以看到黃道光往裡一直延伸到太陽近旁，向外幾乎布滿整個天空。它沿著黃道形成一條較亮的帶，叫作黃道帶。黃道帶的兩側邊平行於黃道，它從黃道光光錐的頂部起朝背日方向延伸,亮度不斷下降，直到離太陽135°左右的地方。此後，亮度重新上升，到反日點附近又達到極大。在反日點附近有一個大約20°×10°光景的區域顯得比周圍更亮，叫作對日照。
黃道光沿黃道呈1個三角錐形，如舌狀朦朧的光芒，愈接近地平線，則愈擴展也愈明亮。在中緯度地方，通常在春季日沒後西方或秋季日出前的東方地平線附近較容易見到。較佳的觀看時段是在天文曙光始之前（秋季）或天文暮光終之後（春季）。
對日照是與太陽相對且相差180度的地方所出現的光象，範圍約20°×10°大小，呈暗淡光芒的小橢圓形，是日光經由塵埃粒子的反向散射所造成的。須於無光害且不受月光影響的環境下方可觀測到。
