| | | 日出前或日落後沿黃道兩側出現的錐體狀的微弱光芒。在赤道附近四季可見；中緯度處衹在春分前後見於黃昏後西方天空，或在秋分前後見於黎明前東方天空。一般認為是由行星際物質對太陽光的散射造成的。 | | 黃道光（zodiacal light）
位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綫上或於秋季黎明前在東方地平綫上所見到的淡弱的三角形光錐。黃道光沿着黃道嚮上伸展，可達地平綫以上30°左右。它的可見時間不長。春季黃昏後見到的黃道光，隨着夜幕完全降臨就逐漸消逝；秋季黎明前見到的黃道光，隨着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，觀測點應盡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幹擾;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。
觀測條件極佳時（例如在地球大氣外），還可以看到黃道光往裏一直延伸到太陽近旁，嚮外幾乎布滿整個天空。它沿着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。
中國在元朝初期就已有黃道光的觀測記載。意大利天文學家g.d.卡西尼於1683年 3月18日開始觀測黃道光，最先進行係統的研究。
黃道光的起因主要是行星際塵埃對太陽光的散射。因此，黃道光的光譜與太陽光譜極為相似。通常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産物。它們基本上散布在黃道平面及其近旁，所以黃道光也就大致沿着黃道面伸展。此外，也許有一小部分黃道光是由分佈在行星際空間的電子云散射形成的。在地球軌道附近，電子云中電子數的密度約為每立方釐米100～1000個的數量級。
人們研究行星際物質的方法主要有兩種：一是發射行星際探測器到實地取樣;二是從黃道光的觀測特徵(包括強度、偏振、光譜、顔色等)來推求行星際物質的性質（密度、分佈、形狀、大小等）。前一種方法比較直接，但耗資巨大，飛行次數和範圍卻很有限；後一種方法雖然比較間接，但既經濟又方便，而且可以長期觀測，因而至今仍常采用。
行星際物質大致對稱地分佈在太陽周圍，其中有大量小到1微米甚至0.1微米的塵埃粒子，它們的分佈狀況是：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佈狀況，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。
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,其原因很復雜。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復雜多變,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睏難，觀測結果的不確定性大多來源於此。 | | 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綫嚮上延伸的一片光芒。在有月亮、金星和木星等明亮天體的日子裏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，衹要仔細觀察，都會發現那片亮光，在地平綫附近非常寬，延伸嚮天頂則逐漸變窄，形似火舌。這就是“黃道光”。
黃道光（zodiacal light）
位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綫上或於秋季黎明前在東方地平綫上所見到的淡弱的三角形光錐。黃道光沿着黃道嚮上伸展，可達地平綫以上30°左右。它的可見時間不長。春季黃昏後見到的黃道光，隨着夜幕完全降臨就逐漸消逝；秋季黎明前見到的黃道光，隨着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，觀測點應盡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幹擾;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。
觀測條件極佳時（例如在地球大氣外），還可以看到黃道光往裏一直延伸到太陽近旁，嚮外幾乎布滿整個天空。它沿着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。
中國在元朝初期就已有黃道光的觀測記載。意大利天文學家G.D.卡西尼於1683年 3月18日開始觀測黃道光，最先進行係統的研究。
黃道光的起因主要是行星際塵埃對太陽光的散射。因此，黃道光的光譜與太陽光譜極為相似。通常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産物。它們基本上散布在黃道平面及其近旁，所以黃道光也就大致沿着黃道面伸展。此外，也許有一小部分黃道光是由分佈在行星際空間的電子云散射形成的。在地球軌道附近，電子云中電子數的密度約為每立方釐米100～1000個的數量級。
人們研究行星際物質的方法主要有兩種：一是發射行星際探測器到實地取樣;二是從黃道光的觀測特徵(包括強度、偏振、光譜、顔色等)來推求行星際物質的性質（密度、分佈、形狀、大小等）。前一種方法比較直接，但耗資巨大，飛行次數和範圍卻很有限；後一種方法雖然比較間接，但既經濟又方便，而且可以長期觀測，因而至今仍常采用。
行星際物質大致對稱地分佈在太陽周圍，其中有大量小到1微米甚至0.1微米的塵埃粒子，它們的分佈狀況是：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佈狀況，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。
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,其原因很復雜。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復雜多變,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睏難，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蠃旋的路徑進入太陽，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産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，確實有一些帶狀分佈的塵埃粒子是與一些特定的小行星族和彗尾有所關聯。 | | huangdaoguang
黃道光
zodiacal light
位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綫上或於秋季黎明前在東方地平綫上所見到的淡弱的三角形光錐。黃道光沿着黃道嚮上伸展，可達地平綫以上30°左右。它的可見時間不長。春季黃昏後見到的黃道光，隨着夜幕完全降臨就逐漸消逝；秋季黎明前見到的黃道光，隨着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，觀測點應盡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幹擾;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。
黃道光
觀測條件極佳時（例如在地球大氣外），還可以看到黃道光往裏一直延伸到太陽近旁，嚮外幾乎布滿整個天空。它沿着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。
中國在元朝初期就已有黃道光的觀測記載。意大利天文學家G.D.卡西尼（見卡西尼傢族）於1683年 3月18日開始觀測黃道光，最先進行係統的研究。
黃道光的起因主要是行星際塵埃對太陽光的散射。因此，黃道光的光譜與太陽光譜極為相似。通常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産物。它們基本上散布在黃道平面（嚴格地說，應該是太陽係的拉普拉斯不變平面）及其近旁，所以黃道光也就大致沿着黃道面伸展。此外，也許有一小部分黃道光是由分佈在行星際空間的電子云散射形成的。在地球軌道附近，電子云中電子數的密度約為每立方釐米10□～10□個的數量級。
人們研究行星際物質的方法主要有兩種：一是發射行星際探測器到實地取樣;二是從黃道光的觀測特徵(包括強度、偏振、光譜、顔色等)來推求行星際物質的性質（密度、分佈、形狀、大小等）。前一種方法比較直接，但耗資巨大，飛行次數和範圍卻很有限；後一種方法雖然比較間接，但既經濟又方便，而且可以長期觀測，因而至今仍常采用。
行星際物質大致對稱地分佈在太陽周圍，其中有大量小到1微米甚至0.1微米的塵埃粒子，它們的分佈狀況是：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佈狀況，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。
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,其原因很復雜。例如，有人指出太陽活動會影響黃道光的亮度。與黃道光重迭在一起的夜天光的性質也很復雜多變,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睏難，觀測結果的不確定性大多來源於此。
參考書目
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.
（卞毓麟） | | - : zodiacal light
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