El brillo del cielo se refiere a la percepción visual del cielo y a cómo dispersa y difunde la luz. El hecho de que el cielo no esté completamente oscuro por la noche es fácilmente visible. Si se eliminaran las fuentes de luz (por ejemplo, la Luna y la contaminación lumínica ) del cielo nocturno , solo sería visible la luz directa de las estrellas .
El brillo del cielo varía mucho a lo largo del día y la causa principal también es diferente. Durante el día , cuando el Sol está sobre el horizonte, la dispersión directa de la luz solar es la fuente de luz predominante. Durante el crepúsculo (el período que transcurre desde la puesta del sol o antes del amanecer hasta o desde, respectivamente, la oscuridad total de la noche), la situación es más complicada y se requiere una diferenciación adicional.
El crepúsculo (tanto el anochecer como el amanecer ) se divide en tres segmentos de 6° que marcan la posición del Sol debajo del horizonte. En el crepúsculo civil , el centro del disco solar parece estar entre 1/4° y 6° debajo del horizonte. En el crepúsculo náutico , la altitud del Sol está entre -6° y -12°. En el crepúsculo astronómico , el Sol está entre -12° y -18°. Cuando la profundidad del Sol es mayor de 18°, el cielo generalmente alcanza su oscuridad máxima.
Las fuentes del brillo intrínseco del cielo nocturno incluyen el resplandor atmosférico , la dispersión indirecta de la luz solar , la dispersión de la luz de las estrellas y la contaminación lumínica . [1]
Cuando el físico Anders Ångström examinó el espectro de la aurora boreal , descubrió que incluso en las noches en las que no había auroras, su característica línea verde seguía presente. No fue hasta la década de 1920 cuando los científicos empezaron a identificar y comprender las líneas de emisión de las auroras y del propio cielo, y qué las causaba. La línea verde que observó Angstrom es, de hecho, una línea de emisión con una longitud de onda de 557,7 nm, causada por la recombinación del oxígeno en la atmósfera superior.
El término "luminiscencia atmosférica" se refiere a los diversos procesos que tienen lugar en la atmósfera superior y que dan lugar a la emisión de fotones, siendo la principal fuerza impulsora la radiación ultravioleta del Sol. Hay varias líneas de emisión dominantes: una línea verde procedente del oxígeno a 557,7 nm, un doblete amarillo procedente del sodio a 589,0 y 589,6 nm, y líneas rojas procedentes del oxígeno a 630,0 y 636,4 nm.
Las emisiones de sodio proceden de una fina capa de sodio de unos 10 km de espesor situada a una altitud de entre 90 y 100 km, por encima de la mesopausia y en la capa D de la ionosfera . Las líneas rojas de oxígeno se originan a altitudes de unos 300 km, en la capa F. Las emisiones verdes de oxígeno están distribuidas de forma más espacial. Aún no se entiende bien cómo llega el sodio a las alturas de la mesopausia, pero se cree que se trata de una combinación de transporte ascendente de sal marina y polvo meteorítico .
Durante el día predominan las emisiones de sodio y oxígeno rojo, que son aproximadamente 1.000 veces más brillantes que las emisiones nocturnas, ya que durante el día la atmósfera superior está totalmente expuesta a la radiación ultravioleta solar. Sin embargo, el efecto no es perceptible para el ojo humano, ya que el resplandor de la luz solar dispersa directamente lo eclipsa y lo oscurece.
La luz solar dispersa indirectamente proviene de dos direcciones: de la propia atmósfera y del espacio exterior. En el primer caso, el Sol acaba de ponerse, pero todavía ilumina directamente la atmósfera superior. Como la cantidad de luz solar dispersa es proporcional al número de dispersores (es decir, moléculas de aire) en la línea de visión, la intensidad de esta luz disminuye rápidamente a medida que el Sol desciende más por debajo del horizonte e ilumina menos la atmósfera.
Cuando la altitud del Sol es < -6° el 99% de la atmósfera en el cenit está en la sombra de la Tierra y se produce una dispersión de segundo orden. Sin embargo, en el horizonte, el 35% de la atmósfera a lo largo de la línea de visión sigue estando iluminada directamente y continúa así hasta que el Sol alcanza los -12°. De -12° a -18°, solo las partes más altas de la atmósfera a lo largo del horizonte, directamente sobre el punto donde se encuentra el Sol, siguen iluminadas. Después de eso, cesa toda iluminación directa y se instala la oscuridad astronómica.
Una segunda fuente de luz solar es la luz zodiacal , que se origina por la reflexión y dispersión de la luz solar en el polvo interplanetario. La intensidad de la luz zodiacal varía bastante según la posición de la Tierra, la ubicación del observador, la época del año y la composición y distribución del polvo reflejado.
No sólo la luz del sol se dispersa a través de las moléculas del aire. La luz de las estrellas y la luz difusa de la Vía Láctea también se dispersan a través del aire, y se ha descubierto que las estrellas de hasta magnitud V 16 contribuyen a la dispersión difusa de la luz estelar.
Otras fuentes, como las galaxias y las nebulosas, no contribuyen significativamente.
El brillo total de todas las estrellas fue medido por primera vez por Burns en 1899, con un resultado calculado de que el brillo total que llegaba a la Tierra era equivalente al de 2.000 estrellas de primera magnitud [2] con mediciones posteriores realizadas por otros. [3]
La contaminación lumínica es una fuente cada vez mayor de brillo del cielo en las zonas urbanizadas . En las zonas densamente pobladas que no tienen un control estricto de la contaminación lumínica, el cielo nocturno entero es regularmente de 5 a 50 veces más brillante de lo que sería si todas las luces estuvieran apagadas, y muy a menudo la influencia de la contaminación lumínica es mucho mayor que la de las fuentes naturales (incluida la luz de la luna). Con la urbanización y la contaminación lumínica, un tercio de la humanidad, y la mayoría de los habitantes de los países desarrollados, no pueden ver la Vía Láctea . [4]
Cuando el Sol acaba de ponerse, el brillo del cielo disminuye rápidamente, lo que permite ver el resplandor atmosférico que se produce a altitudes tan elevadas que aún están completamente iluminadas por el Sol hasta que éste desciende más de 12° por debajo del horizonte. Durante este tiempo, predominan las emisiones amarillas de la capa de sodio y las rojas de las líneas de oxígeno de 630 nm, que contribuyen al color violáceo que a veces se observa durante el crepúsculo civil y náutico.
Después de que el Sol se haya puesto también en estas altitudes al final del crepúsculo náutico, la intensidad de la luz que emana de las líneas mencionadas anteriormente disminuye, hasta que el verde oxígeno permanece como la fuente dominante.
Cuando se instala la oscuridad astronómica, la línea verde de oxígeno de 557,7 nm es dominante y se produce la dispersión atmosférica de la luz de las estrellas.
La refracción diferencial hace que diferentes partes del espectro dominen, produciendo una hora dorada y una hora azul .
La siguiente tabla muestra las contribuciones relativas y absolutas al brillo del cielo nocturno en el cenit en una noche perfectamente oscura en latitudes medias sin luz de luna y en ausencia de cualquier contaminación lumínica .
(La unidad S 10 se define como el brillo superficial de una estrella cuya magnitud V es 10 y cuya luz se extiende sobre un grado cuadrado, o 27,78 mag arcsec −2 .)
Por lo tanto, el brillo total del cielo en el cenit es de ~220 S 10 o 21,9 mag/arcsec² en la banda V. Tenga en cuenta que las contribuciones de la luminiscencia atmosférica y la luz zodiacal varían con la época del año, el ciclo solar y la latitud del observador aproximadamente de la siguiente manera:
donde S es el flujo solar de 10,7 cm en MJy, y varía sinusoidalmente entre 0,8 y 2,0 con el ciclo solar de 11 años, lo que produce una contribución superior de ~270 S 10 en el máximo solar.
La intensidad de la luz zodiacal depende de la latitud y longitud eclípticas del punto del cielo que se observa en relación con las del Sol. En longitudes eclípticas que difieren de la del Sol en > 90 grados, la relación es
donde β es la latitud eclíptica y es menor que 60°, cuando es mayor que 60 grados la contribución es la que se da en la tabla. A lo largo del plano eclíptico hay aumentos en la luz zodiacal donde es mucho más brillante cerca del Sol y con un máximo secundario opuesto al Sol a 180 grados de longitud (el gegenschein ).
En casos extremos, el brillo natural del cielo cenital puede ser tan alto como ~21,0 mag/arcsec², aproximadamente el doble de brillante que en condiciones nominales.
