В модификации Ирвина — Яновицкого теневой модели Хапке формирования оппозиционного эффекта блеска предложено использовать зависимость между альбедо однократного рассеяния ω и прозрачностью κ частиц в виде κ = (1 - ω)ⁿ, что количество неизвестных уменьшает до двух параметров (плотность упаковки частиц g и ω) и индикатрисы рассеяния χ (α). Анализ спектрофотометрических измерений Луны и Марса показал, что хорошее согласие между наблюденными данными об эффекте оппозиции и изменениями показателя цвета с углом фазы α дня Луны и Марса достигается с расчетами при n = 0.25, g = 0.4 (Луна) и 0.6 (Марс). Применение этого метода к астероидам некоторых типов также дано удовлетворительное согласие: Е-тип (g = 0.6, ω = 0.6, A_g = 0.21, q = 0.83 или g = 0.3, ω = 0.4, A_g = 0.15, q = 0.71) при марсианской индикатрисе: М (g = 0.4, ω ≤ 0.1, A_g ≤ 0.075, q ≤ 0.42) и S (g = 0.4, ω = 0.4, A_g = 0.28, q = 0.49) — при лунной индикатрисе: С (g = 0.6, ω &le 0.1, A_g ≤0.075, q = 0.43) — при модифицированой лунной индикатрисе. В поляризационных измерениях Т. Герелса и др. выявлено, что при α = 1.6° у светлой детали лунной поверхности Copernicus (L = -20°08', φ = +10°11') положение плоскости поляризации в G, I отличалось на 22° и 12° от характертной для отрицательной ветви, тогда как в U и у темной детали Plato (L = = -10°32', φ = +51°25') отклонение находилось в пределах ошибки (±3°), что, возможно, является следствием когерентного механизма формирования поляризационного пика поляризации.