Curva de fase (astronomía)

En astronomía , una curva de fase describe el brillo de un cuerpo reflectante en función de su ángulo de fase (el arco subtendido por el observador y el Sol, medido en el cuerpo). El brillo generalmente se refiere a la magnitud absoluta del objeto , que, a su vez, es su magnitud aparente a una distancia de una unidad astronómica de la Tierra y el Sol.

La curva de fase es útil para caracterizar el regolito (suelo) y la atmósfera de un objeto . También constituye la base para calcular el albedo geométrico y el albedo de Bond del cuerpo celeste. En la generación de efemérides , la curva de fase se utiliza junto con las distancias del objeto al Sol y a la Tierra para calcular la magnitud aparente.

La curva de fase de Mercurio es muy pronunciada, lo cual es característico de un cuerpo en el que el regolito (suelo) desnudo está expuesto a la vista. En ángulos de fase superiores a 90° ( fase creciente ), el brillo disminuye de forma especialmente brusca. La forma de la curva de fase indica una pendiente media en la superficie de Mercurio de aproximadamente 16°, ^{[ 1 ]} ligeramente más suave que la de la Luna . Al acercarse al ángulo de fase de 0° (fase completamente iluminada), la curva asciende hasta un pico pronunciado. Este aumento repentino de brillo se denomina efecto de oposición ^{[ 2 ] [ 3 ]} porque, para la mayoría de los cuerpos (aunque no para Mercurio), ocurre en la oposición astronómica, cuando el cuerpo se encuentra en el lado opuesto al Sol en el cielo. La amplitud del aumento de brillo en la oposición para Mercurio indica que tanto el estado de compactación del regolito como la distribución del tamaño de las partículas en el planeta son similares a los de la Luna. ^{[ 1 ]}

Las primeras observaciones visuales que contribuyeron a la curva de fase de Mercurio fueron obtenidas por G. Muller ^{[ 4 ]} en el siglo XIX y por André-Louis Danjon ^{[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]} a mediados del siglo XX. W. Irvine y sus colegas ^{[ 8 ]} utilizaron fotometría fotoeléctrica en la década de 1960. Algunos de estos primeros datos fueron analizados por G. de Vaucouleurs ^{[ 9 ] [ 10 ]} , resumidos por D. Harris ^{[ 11 ]} y utilizados para predecir magnitudes aparentes en el Almanaque Astronómico ^{[ 12 ]} durante varias décadas. Nuevas observaciones de alta precisión que cubren el rango más amplio de ángulos de fase hasta la fecha (2 a 170°) fueron llevadas a cabo por A. Mallama, D. Wang y R. Howard ^{[ 1 ]} utilizando el Coronógrafo Espectrométrico de Gran Ángulo (LASCO) en el satélite Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) . También obtuvieron nuevas observaciones CCD desde tierra. Estos datos son ahora la principal fuente de la curva de fase utilizada en el Almanaque Astronómico ^{[ 13 ]} para predecir magnitudes aparentes.

El brillo aparente de Mercurio visto desde la Tierra es máximo en el ángulo de fase de 0° ( conjunción superior con el Sol), cuando puede alcanzar una magnitud de −2,6. ^{[ 14 ]} En ángulos de fase cercanos a 180° ( conjunción inferior ), el planeta se atenúa hasta aproximadamente una magnitud de +5 ^{[ 14 ],} dependiendo el brillo exacto del ángulo de fase en esa conjunción en particular . Esta diferencia de más de 7 magnitudes corresponde a un cambio de más de mil veces en el brillo aparente.

La curva de fase relativamente plana de Venus es característica de un planeta nuboso. ^{[ 14 ]} A diferencia de Mercurio, donde la curva tiene un pico pronunciado al acercarse al ángulo de fase cero (fase completa), la de Venus es redondeada. El amplio ángulo de dispersión de la iluminación de las nubes, en contraposición a la dispersión más estrecha del regolito, causa este aplanamiento de la curva de fase. Venus exhibe un aumento repentino de brillo cerca del ángulo de fase 170°, cuando es una delgada media luna , debido a la dispersión frontal de la luz solar por gotas de ácido sulfúrico que se encuentran sobre las cimas de las nubes del planeta. ^{[ 15 ]} Incluso más allá de 170° el brillo no disminuye muy abruptamente.

La historia de la observación y el análisis de la curva de fase de Venus es similar a la de Mercurio. El mejor conjunto de observaciones e interpretaciones modernas fue publicado por A. Mallama, D. Wang y R. Howard. ^{[ 15 ]} Utilizaron el instrumento LASCO en SOHO y equipos CCD terrestres para observar la curva de fase de 2 a 179°. Al igual que con Mercurio, estos nuevos datos son la principal fuente de la curva de fase utilizada en el Almanaque Astronómico ^{[ 13 ]} para predecir magnitudes aparentes.

A diferencia de Mercurio, el brillo aparente máximo de Venus visto desde la Tierra no se produce en el ángulo de fase cero. Dado que la curva de fase de Venus es relativamente plana, mientras que su distancia a la Tierra puede variar considerablemente, el brillo máximo se produce cuando el planeta está en fase creciente, en un ángulo de fase de 125°, momento en el que Venus puede alcanzar una magnitud de -4,9. ^{[ 14 ]} Cerca de la conjunción inferior, el planeta suele atenuarse hasta aproximadamente la magnitud -3 ^{[ 14 ]} , aunque el valor exacto depende del ángulo de fase. El rango típico de brillo aparente de Venus durante una aparición es inferior a un factor de 10 o apenas el 1% del de Mercurio.

La curva de fase de la Tierra no se ha determinado con la misma precisión que las de Mercurio y Venus, ya que su brillo integrado es difícil de medir desde la superficie. En lugar de la observación directa, se ha utilizado como indicador el brillo terrestre reflejado por la porción de la Luna no iluminada por el Sol. Se han obtenido algunas mediciones directas de la luminosidad de la Tierra con la nave espacial EPOXI . Si bien no abarcan gran parte de la curva de fase, revelan una curva de luz rotacional causada por el tránsito de océanos oscuros y masas terrestres brillantes a través del hemisferio. P. Goode y sus colegas del Observatorio Solar de Big Bear midieron el brillo terrestre ^{[ 16 ]} y T. Livengood de la NASA analizó los datos de EPOXI ^{[ 17 ] .}

La Tierra, vista desde Venus cerca de la oposición al Sol, sería extremadamente brillante, con una magnitud de -6. Para un observador fuera de la órbita terrestre en Marte, nuestro planeta parecería más luminoso cerca del momento de su máxima elongación con respecto al Sol, con una magnitud aproximada de -1,5.

Dado que orbita más lejos del Sol, solo se puede observar aproximadamente la mitad de la curva de fase marciana desde la Tierra. Hay un aumento de brillo en oposición, pero es menos pronunciado que el de Mercurio. La rotación de marcas superficiales brillantes y oscuras a lo largo de su disco y la variabilidad de su estado atmosférico (incluidas sus tormentas de polvo) superponen variaciones en la curva de fase. R. Schmude ^{[ 19 ] [ 20 ]} obtuvo muchas de las mediciones de brillo de Marte utilizadas en un análisis exhaustivo de la curva de fase realizado por A. Mallama. ^{[ 18 ]}

Debido a que la órbita de Marte es considerablemente excéntrica, su brillo en oposición puede variar de magnitud -3,0 a -1,4. ^{[ 14 ]} El brillo mínimo es de aproximadamente magnitud +1,6 ^{[ 14 ]} cuando Marte se encuentra en el lado opuesto del Sol con respecto a la Tierra. Las variaciones de rotación pueden aumentar o disminuir el brillo de Marte en un 5%, y las tormentas de polvo globales pueden aumentar su luminosidad en un 25%. ^{[ 14 ] [ 18 ]}

Los planetas más externos ( Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ) están tan lejos que solo se pueden observar desde la Tierra pequeñas porciones de sus curvas de fase cercanas a 0° (fase completa). Esa parte de la curva suele ser bastante plana, como la de Venus, en el caso de estos planetas nubosos.

La magnitud aparente de Júpiter varía entre -2,9 y -1,4; la de Saturno, entre -0,5 y +1,4; la de Urano, entre +5,3 y +6,0; y la de Neptuno, entre +7,8 y +8,0. La mayoría de estas variaciones se deben a la distancia. Sin embargo, el rango de magnitud de Saturno también depende de su sistema de anillos, como se explica más adelante.

El brillo del sistema de Saturno depende de la orientación de su sistema de anillos . Los anillos contribuyen más al brillo general del sistema cuando están más inclinados hacia la dirección de la iluminación del Sol y hacia la vista del observador. Los anillos completamente abiertos contribuyen aproximadamente con una magnitud de brillo al disco por sí solo. ^{[ 14 ]} Las partículas de hielo que componen los anillos también producen una fuerte oleada de oposición. Se han analizado imágenes del Telescopio Espacial Hubble y de la sonda Cassini en un intento de caracterizar las partículas de los anillos basándose en sus curvas de fase. ^{[ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]}

La curva de fases de la Luna se asemeja aproximadamente a la de Mercurio debido a las similitudes de las superficies y la ausencia de atmósfera en ambos cuerpos. ^{[ 27 ]} Los datos de la nave espacial Clementine analizados por J. Hillier, B. Buratti y K. Hill ^{[ 28 ]} indican un aumento en la oposición lunar. La magnitud aparente de la Luna en fase llena es de −12,7 ^{[ 29 ]} mientras que en fase de cuarto creciente es un 21 por ciento más brillante. ^{[ 26 ]}

Se han observado e interpretado las curvas de fase de muchos satélites naturales de otros planetas ^{[ 30 ] [ 31 ] . Las lunas heladas suelen presentar picos de brillo en oposición. Este comportamiento se ha utilizado para modelar sus superficies.}

También se han observado las curvas de fase de muchos asteroides ^{[ 32 ] , y estos también pueden presentar picos de oposición. Los asteroides pueden clasificarse físicamente de esta manera. [ 33 ]} Los efectos de la rotación pueden ser muy grandes y deben tenerse en cuenta antes de calcular la curva de fase. Un ejemplo de este tipo de estudio lo presentan R. Baker y sus colegas. ^{[ 34 ]}

Los programas para caracterizar planetas fuera del Sistema Solar dependen en gran medida de la espectroscopia para identificar los componentes y estados atmosféricos, especialmente aquellos que apuntan a la presencia de formas de vida o que podrían sustentarla. Sin embargo, se puede medir el brillo de objetos muy distantes del tamaño de la Tierra que son demasiado débiles para el análisis espectroscópico. A. Mallama ^{[ 35 ]} ha demostrado que el análisis de la curva de fase puede ser una herramienta útil para identificar planetas similares a la Tierra. Además, J. Bailey ^{[ 36 ]} ha señalado que las anomalías de la curva de fase, como el exceso de brillo de Venus, podrían ser indicadores útiles de componentes atmosféricos como el agua, que podría ser esencial para la vida en el universo .

Las inferencias sobre regolitos a partir de curvas de fase se basan frecuentemente en la parametrización de Hapke . Sin embargo, en una prueba a ciegas, M. Shepard y P. Helfenstein ^{[ 37 ]} no hallaron evidencia sólida de que un conjunto particular de parámetros de Hapke, derivados de datos fotométricos, pudiera revelar de forma unívoca el estado físico de muestras de laboratorio. Estas pruebas incluyeron el modelado de las funciones de fase de Henyey-Greenstein de tres términos y el efecto de oposición de retrodispersión coherente. Este resultado negativo sugiere que el modelo de transferencia radiativa desarrollado por B. Hapke podría ser inadecuado para el modelado físico basado en fotometría.

Sin embargo, el uso del método bayesiano de Monte Carlo garantiza la obtención del conjunto completo de soluciones ^{[ 38 ] [ 39 ]} y permite recuperar parámetros idénticos a las mediciones in situ. ^{[ 40 ]} A partir de este análisis, la microtextura de la superficie puede determinarse de forma remota en Marte, ^{[ 41 ]} la luna Europa ^{[ 42 ]} y otros cuerpos.