什麼是黃道光

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。黃道光沿着黃道向上伸展，可達地平線以上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。除了緯度低較爲有利外，觀測點應儘可能選擇海拔高的地方，以求大氣透明度好，並藉以避開人爲光源的干擾;爲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，向外幾乎佈滿整個天空。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（見卡西尼家族）於1683年3月18日開始觀測黃道光，最先進行系統的研究。

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爲相似。通常認爲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。它們基本上散佈在黃道平面（嚴格地說，應該是太陽系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雲散射形成的。在地球軌道附近，電子雲中電子數的密度約爲每立方厘米102～103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、顏色等)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，因而至今仍常採用。

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。這已爲大量觀測完全證實。

黃道光的亮度朝太陽方向單調地增強，可以認爲它是外日冕的延伸。也就是說，在離太陽較近的地方，黃道光融入F日冕（塵埃冕），而成爲外冕的一部分。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。與黃道光重迭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。

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