基本簡介
黃道光黃道光（zodiacallight）是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。黃道光沿著黃道向上伸展，可達地平線以上30°左右。它的可見時間不長。基本上是隨著晨昏蒙影之後結束的。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。還應該選在有連續晴夜、大氣透明而穩定的地點觀測。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。
黃道是地球一年繞太陽轉一周，我們從地球上看成太陽一年在天空中移動一圈，太陽這樣移動的路線叫做黃道。它是天球上假設的一個大圓圈，即地球軌道在天球上的投影。黃道和赤道平面相交於春分點和秋分點 。
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產物。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的。在地球軌道附近，電子云中電子數的密度約為每立方厘米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、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，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 。
觀測歷史
黃道光中國在元朝初期就已有黃道光的觀測記載。
JoshuaChildrey在1661年已經正確的認知黃道光是太陽系中的塵埃粒子散射陽光產生的光輝。
最早開始研究黃道光現象的是天文學家喬凡尼·卡西尼，他在1683年這樣描述黃道光“黃道光中一無所有，只是太陽大氣中難以捉摸的罕見流體，不是被自己照亮，就是太陽這個球體本身發出的光輝；但在它的赤道上有較大的數量，並且比其它地方更為廣泛。”
NicolasFatiodeDuillier在1684年做出了解釋。
其他特徵
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鏇的路徑進入太陽，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 。
在伊斯蘭教的重要性
伊斯蘭教的先知穆罕默德描述黃道光是每日晨禱的時計，稱之為“虛假曙光”(阿拉伯語：al-fajral-kaadhibالفجرالكاذب)。穆斯林的口授傳統保留了許多穆罕默德的聖訓或警語，描述虛假曙光和暮曙光的差異，是在日落後或日出前很久，真正曙光之前在地平線上的第一道光。幹練的伊斯蘭教徒使用穆罕默德的描述來說明黃道光，以避免在錯誤的決定進行晨禱的時間。這種實際的描述和套用天文觀測對維繫伊斯蘭天文學的黃金時期至關重要。
