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Resplandor del aire

Resplandor atmosférico sobre Auvernia, Francia
Bandas amarillas, verdes y rojas de resplandor atmosférico a lo largo del borde de la Tierra vistas desde el espacio.

El resplandor atmosférico (también llamado resplandor nocturno ) es una débil emisión de luz por parte de la atmósfera de un planeta . En el caso de la atmósfera de la Tierra , este fenómeno óptico hace que el cielo nocturno nunca esté completamente oscuro, incluso después de que se eliminen los efectos de la luz de las estrellas y la luz solar difusa del otro lado. Este fenómeno se origina con gases autoiluminados y no tiene relación con el magnetismo de la Tierra ni con la actividad de las manchas solares .

Historia

El fenómeno de la luminiscencia atmosférica fue identificado por primera vez en 1868 por el físico sueco Anders Ångström . Desde entonces, se ha estudiado en el laboratorio y se ha observado que varias reacciones químicas emiten energía electromagnética como parte del proceso. Los científicos han identificado algunos de esos procesos que estarían presentes en la atmósfera de la Tierra, y los astrónomos han verificado que tales emisiones están presentes. Simon Newcomb fue la primera persona en estudiar y describir científicamente la luminiscencia atmosférica, en 1901. [1]

La luminiscencia atmosférica existía en las sociedades preindustriales y era conocida por los antiguos griegos. " Aristóteles y Plinio describieron los fenómenos de Chasmata , que pueden identificarse en parte como auroras y en parte como noches brillantes de luminiscencia atmosférica". [2]

Descripción

Tipos y estratificación del resplandor atmosférico sobre la Tierra

La luminiscencia atmosférica es causada por varios procesos que tienen lugar en la atmósfera superior de la Tierra , como la recombinación de átomos que fueron fotoionizados por el Sol durante el día, la luminiscencia causada por los rayos cósmicos que inciden en la atmósfera superior y la quimioluminiscencia causada principalmente por la reacción del oxígeno y el nitrógeno con los radicales libres de hidroxilo a alturas de unos pocos cientos de kilómetros. No es perceptible durante el día debido al resplandor y la dispersión de la luz solar .

Incluso en los mejores observatorios terrestres, la luminiscencia atmosférica limita la fotosensibilidad de los telescopios ópticos . En parte por esta razón, los telescopios espaciales como el Hubble pueden observar objetos mucho más débiles que los telescopios terrestres actuales en longitudes de onda visibles .

La luminiscencia atmosférica nocturna puede ser lo suficientemente brillante como para que un observador terrestre la note y, en general, parece azulada. Aunque la emisión de luminiscencia atmosférica es bastante uniforme en toda la atmósfera, parece más brillante a unos 10° por encima del horizonte del observador , ya que cuanto más abajo se mira, mayor es la masa de atmósfera a través de la cual se mira. Sin embargo, muy abajo, la extinción atmosférica reduce el brillo aparente de la luminiscencia atmosférica.

Un mecanismo de resplandor atmosférico es cuando un átomo de nitrógeno se combina con un átomo de oxígeno para formar una molécula de óxido nítrico (NO). En el proceso, se emite un fotón . Este fotón puede tener cualquiera de varias longitudes de onda diferentes características de las moléculas de óxido nítrico. Los átomos libres están disponibles para este proceso, porque las moléculas de nitrógeno (N 2 ) y oxígeno (O 2 ) se disocian por la energía solar en las capas superiores de la atmósfera y pueden encontrarse entre sí para formar NO. Otros productos químicos que pueden crear resplandor atmosférico en la atmósfera son el hidroxilo (OH), [3] [4] [5] el oxígeno atómico (O), el sodio (Na) y el litio (Li). [6]

El brillo del cielo normalmente se mide en unidades de magnitud aparente por segundo de arco cuadrado de cielo.

Cálculo

El resplandor atmosférico se presenta como una línea de sodio de color naranja rosado justo por debajo de los cien kilómetros y una línea verde tenue, en el borde del espacio y el borde inferior de la termosfera (invisible), intercalada entre bandas verdes y rojas de auroras que se extienden varios cientos de kilómetros hacia arriba y la mesosfera rosa , la estratosfera blanca y azul , así como el resplandor anaranjado de la troposfera y siluetas de nubes en la parte inferior.

Para calcular la intensidad relativa del resplandor atmosférico, necesitamos convertir magnitudes aparentes en flujos de fotones; esto depende claramente del espectro de la fuente, pero lo ignoraremos inicialmente. En longitudes de onda visibles, necesitamos el parámetro S 0 ( V ), la potencia por centímetro cuadrado de apertura y por micrómetro de longitud de onda producida por una estrella de magnitud cero, para convertir magnitudes aparentes en flujos – S 0 ( V ) =4,0 × 10 −12  W⋅cm −2 ⋅µm −1 . [7] Si tomamos el ejemplo de una estrella V = 28 observada a través de un filtro de banda V normal ( B =Paso de banda de 0,2 μm , frecuencia ν ≈6 × 10 14  Hz ), el número de fotones que recibimos por centímetro cuadrado de apertura del telescopio por segundo desde la fuente es N s :

(donde h es la constante de Planck ; hν es la energía de un solo fotón de frecuencia ν ).

En la banda V , la emisión de resplandor atmosférico es V = 22 por segundo de arco cuadrado en un observatorio de gran altitud en una noche sin luna; en excelentes condiciones de visibilidad , la imagen de una estrella tendrá un diámetro de aproximadamente 0,7 segundos de arco con un área de 0,4 segundos de arco cuadrados, por lo que la emisión de resplandor atmosférico sobre el área de la imagen corresponde a aproximadamente V = 23 . Esto da el número de fotones de resplandor atmosférico, N a :

La relación señal-ruido para una observación terrestre ideal con un telescopio de área A (ignorando las pérdidas y el ruido del detector), que surge de las estadísticas de Poisson , es solo:

Si asumimos un telescopio terrestre ideal de 10 m de diámetro y una estrella no resuelta: cada segundo, sobre una zona del tamaño de la imagen ampliada de la estrella, 35 fotones llegan desde la estrella y 3500 desde el resplandor del aire. Por lo tanto, durante una hora, aproximadamente1,3 × 10 7 llegan desde el resplandor del aire y aproximadamente1,3 × 10 5 llegan desde la fuente; por lo que la relación S / N es aproximadamente:

Podemos comparar esto con las respuestas "reales" de las calculadoras de tiempo de exposición. Para un telescopio Very Large Telescope de 8 m , según la calculadora de tiempo de exposición FORS, se necesitan 40 horas de tiempo de observación para alcanzar V = 28 , mientras que el Hubble de 2,4 m solo tarda 4 horas según la calculadora de tiempo de exposición ACS. Un telescopio Hubble hipotético de 8 m tardaría unos 30 minutos.

Este cálculo debería dejar claro que al reducir el tamaño del campo de visión, los objetos más débiles pueden ser más detectables en contraste con el resplandor atmosférico; desafortunadamente, las técnicas de óptica adaptativa que reducen el diámetro del campo de visión de un telescopio terrestre en un orden de magnitud solamente funcionan en el infrarrojo, donde el cielo es mucho más brillante. Un telescopio espacial no está limitado por el campo de visión, ya que no se ve afectado por el resplandor atmosférico.

Resplandor atmosférico inducido

Dos imágenes del cielo sobre la instalación HAARP Gakona tomadas con el sensor CCD refrigerado por el NRL a 557,7 nm. El campo de visión es de aproximadamente 38°. La imagen de la izquierda muestra el campo de estrellas de fondo con el transmisor de alta frecuencia apagado. La imagen de la derecha se tomó 63 segundos después con el transmisor de alta frecuencia encendido. La estructura es evidente en la región de emisión.

Se han realizado experimentos científicos para inducir el resplandor del aire dirigiendo emisiones de radio de alta potencia a la ionosfera de la Tierra . [8] Estas ondas de radio interactúan con la ionosfera para inducir una luz óptica débil pero visible en longitudes de onda específicas bajo ciertas condiciones. [9] El efecto también es observable en la banda de radiofrecuencia, utilizando ionosondas .

Observación experimental

SwissCube-1 es un satélite suizo operado por la Escuela Politécnica Federal de Lausana . La nave espacial es un CubeSat de una sola unidad , que fue diseñado para realizar investigaciones sobre el resplandor atmosférico dentro de la atmósfera de la Tierra y para desarrollar tecnología para futuras naves espaciales. Aunque SwissCube-1 es bastante pequeño (10 cm × 10 cm × 10 cm) y pesa menos de 1 kg, lleva un pequeño telescopio para obtener imágenes del resplandor atmosférico. La primera imagen de SwissCube-1 se obtuvo el 18 de febrero de 2011 y era bastante negra con algo de ruido térmico. La primera imagen del resplandor atmosférico se obtuvo el 3 de marzo de 2011. Esta imagen se ha convertido al rango óptico humano (verde) a partir de su medición en el infrarrojo cercano. Esta imagen proporciona una medición de la intensidad del fenómeno del resplandor atmosférico en el infrarrojo cercano . El rango medido es de 500 a 61400 fotones , con una resolución de 500 fotones. [10]

Observación del resplandor atmosférico en otros planetas

La sonda Venus Express contiene un sensor infrarrojo que ha detectado emisiones de infrarrojo cercano procedentes de la atmósfera superior de Venus . Las emisiones proceden del óxido nítrico (NO) y del oxígeno molecular. [11] [12] Los científicos habían determinado previamente en pruebas de laboratorio que durante la producción de NO se producían emisiones ultravioletas y emisiones de infrarrojo cercano. La radiación ultravioleta se había detectado en la atmósfera, pero hasta esta misión, las emisiones de infrarrojo cercano producidas por la atmósfera eran solo teóricas. [13]

Galería

Véase también

Referencias

  1. ^ MGJ Minnaert, De natuurkunde van 't vrije veld , Parte 2: Geluid, warmte, elektriciteit . § 248: La ionosfeerlicht
  2. ^ Ciencias de la Tierra, una enciclopedia de eventos, personas y fenómenos , 1998, Garland Publishing, pág. 35, vía Google Books, fecha de acceso 25 de junio de 2022.
  3. ^ Meinel, AB (1950). "Bandas de emisión de OH en el espectro del cielo nocturno I". Astrophysical Journal . 111 : 555. Bibcode :1950ApJ...111..555M. doi :10.1086/145296.
  4. ^ AB Meinel (1950). "Bandas de emisión de OH en el espectro del cielo nocturno II". Astrophysical Journal . 112 : 120. Bibcode :1950ApJ...112..120M. doi : 10.1086/145321 .
  5. ^ High, FW; et al. (2010). "Variabilidad del cielo en la banda y en el sitio LSST". Las publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 122 (892): 722–730. arXiv : 1002.3637 . Código Bibliográfico :2010PASP..122..722H. doi :10.1086/653715. S2CID  53638322.
  6. ^ Donahue, TM (1959). "Origen del sodio y el litio en la atmósfera superior". Nature . 183 (4673): 1480–1481. Código Bibliográfico :1959Natur.183.1480D. doi :10.1038/1831480a0. S2CID  4276462.
  7. ^ Astrofísica de alta energía: partículas, fotones y su detección, vol. 1, Malcolm S. Longair, ISBN 0-521-38773-6 
  8. ^ Resplandor atmosférico inducido por alta frecuencia en el cenit magnético: inestabilidades térmicas y paramétricas cerca de giroarmónicos electrónicos. EV Mishin et al., Geophysical Research Letters Vol. 32, L23106, doi :10.1029/2005GL023864, 2005
  9. ^ Descripción general de HAARP del NRL Archivado el 5 de marzo de 2009 en Wayback Machine . Laboratorio de Investigación Naval .
  10. ^ Sitio web oficial de SwissCube
  11. ^ Garcia Munoz, A.; Mills, FP; Piccioni, G.; Drossart, P. (2009). "El resplandor nocturno del óxido nítrico en el infrarrojo cercano en la atmósfera superior de Venus". Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 106 (4): 985–988. Bibcode :2009PNAS..106..985G. doi : 10.1073/pnas.0808091106 . ISSN  0027-8424. PMC 2633570 . PMID  19164595. 
  12. ^ Piccioni, G.; Zasova, L.; Migliorini, A.; Drossart, P.; Shakun, A.; García Muñoz, A.; Mills, FP; Cardesin-Moinelo, A. (1 de mayo de 2009). "Resplandor nocturno de oxígeno en infrarrojo cercano observado por VIRTIS en la atmósfera superior de Venus". Journal of Geophysical Research: Planets . 114 (E5): E00B38. Bibcode :2009JGRE..114.0B38P. doi : 10.1029/2008je003133 . ISSN  2156-2202.
  13. ^ Wilson, Elizabeth (2009). «Ciencia planetaria: la banda espectral del resplandor nocturno de Venus permite el estudio de NO, O». Chemical & Engineering News . 87 (4): 11. doi :10.1021/cen-v087n004.p011a. ISSN  0009-2347.
  14. ^ "El gran danés de La Silla". www.eso.org . Consultado el 26 de marzo de 2018 .
  15. ^ "Todo menos negro". www.eso.org . Consultado el 20 de septiembre de 2016 .
  16. ^ "Herramientas de software austriacas desarrolladas para ESO". www.eso.org . Observatorio Europeo Austral . Consultado el 6 de junio de 2014 .

Enlaces externos

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