La luz artificial nocturna puede llegar a un lugar de modo directo desde el foco contaminante o bien gracias a los procesos de dispersión que provoca la atmósfera. Los gases atmosféricos y los aerosoles pueden hacer que fotones de origen artificial lleguen a cientos de kilómetros de su origen. La medición de la luz como agente contaminante consistiría así en medir la cantidad de fotones de origen artificial que llegan a un punto dado por unidad de superficie angular.
El brillo de fondo del cielo nocturno
Pero generalmente lo que medimos es el brillo del cielo nocturno, producido por luz que tiene básicamente dos orígenes:
- De origen natural. Procede de procesos naturales de la atmósfera o del espacio exterior. Principalmente son el airglow, que se debe a los procesos de ionización y recombinación de los gases atmosféricos, la luz zodiacal, el tenue resplandor originado por la dispersión de la luz solar por las partículas del plano de la eclíptica (el plano donde orbitan los planetas del Sistema Solar) y la misma luz de los cuerpos celestes (Luna, planetas y campos estelares). De estos tipos de resplandor natural del cielo, el que más puede influir en las medidas es el del plano de la Vía Láctea, que en determinadas épocas y horas alcanza las regiones cenitales. El airglow puede también ser importante en momentos de alta actividad solar.
- De origen artificial. Procede de las fuentes de luz artificial: alumbrado exterior nocturno (público y privado), actividades agropecuarias, mineras e industriales que tienen lugar de noche, transporte, satélites de órbita baja, etc. En las zonas habitadas del planeta supone la mayor parte del resplandor del cielo nocturno en ausencia de Luna. Al salir de su fuente de emisión, la luz interactúa con los gases y partículas de la atmósfera y es dispersada de varios modos según su longitud de onda. Los fenómenos de dispersión dependen tanto de la longitud de onda de la luz como del tamaño de la partícula o molécula con la que interactúan, y son especialmente importantes con la luz azul (dispersión de Rayleigh); por otro lado las partículas y aerosoles también interactúan con la luz reflejándola en distintas direcciones (difusión de Mie), de modo que cuando la luz se emite en ángulos rasantes puede llegar mucho más lejos de su foco, especialmente si tiene componente azul.
Por tanto cuando se dirige la mirada al cielo nocturno en lugares habitados llegan al ojo fotones en su mayoría procedentes de fuentes artificiales (tanto cercanas como lejanas), y cuanto más nos alejemos de las fuentes artificiales será más apreciable el resplandor natural del cielo debido a la Vía Láctea, a la luz zodiacal y al airglow. La medición de la contaminación lumínica se centra en el brillo del cielo nocturno de origen artificial, y para su correcta estimación hay que tener en cuenta el resplandor natural de los campos estelares. Deben elegirse noches sin Luna, totalmente despejadas, sin intrusiones de polvo sahariano, estables y con unas condiciones meteorológicas similares.
Unidades del brillo de fondo del cielo nocturno
Se suele medir el brillo del fondo del cielo en el cénit (en el punto sobre nuestras cabezas), lo que no deja de ser la medición de un efecto de la contaminación lumínica y no del agente contaminante en sí. Para la medida del brillo del cielo nocturno se utiliza como unidad la magnitud astronómica por unidad de superficie angular en segundos de arco al cuadrado (mag/arcsec2), pues fue entre los astrónomos donde surgieron los primeros estudios sobre este tema. La magnitud es la unidad utilizada para el brillo de los objetos celestes y tiene su origen en la escala que Hiparco ideó para clasificar las estrellas por su brillo aparente, según su luminosidad. Hay que tener en cuenta que esta unidad es de tipo logarítmico, pues se trata de una escala de origen visual y el ojo no tiene una respuesta lineal a la luz; y además es inversa, de modo que las magnitudes más pequeñas se asignan a objetos más brillantes. La magnitud 6 es el límite de percepción visual, pudiendo aumentar hasta 8 para un ojo humano joven completamente adaptado a la oscuridad.
El nomograma de brillo del cielo de Spoelstra
Para que sean visibles las estrellas y otros cuerpos celestes, su luminosidad debe contrastar con el fondo del cielo, y esto significa que a medida que aumenta el brillo del fondo un número cada vez mayor de objetos dejan de verse. Como consecuencia, en muchas ocasiones podemos encontrar que el brillo del cielo se describe con una magnitud límite que es el umbral a partir del cual no se puede distinguir los objetos menos brillantes y, por tanto, a su vez se asocia al número de objetos con un determinado brillo que son visibles. El nomograma de brillo del cielo de Spoelstra (que se muestra a continuación) ilustra de forma muy clara las diferentes unidades de medida obtenidas a partir de los distintos métodos para estimar el brillo del cielo, recogiendo los valores equivalentes de una escala respecto a las otras. Además de las métricas ya mencionadas, se encuentran el grado de visibilidad de La Vía Láctea o la escala de Bortle, donde el valor 1 corresponde a cielos muy oscuros y 8-9 a cielos urbanos. La línea roja horizontal corresponde a un cielo estrellado sin contaminación lumínica donde sólo existe el brillo natural del cielo, cuyo valor es de 21.7 mag/arsec2 o 1 en la escala de Bortle, e implica poder ver en detalle la Vía Láctea así como contemplar unas 6000 estrellas hasta una magnitud aparente de 6.9.
Instrumental para medidas de tierra
La medición de brillo del cielo se realiza normalmente desde tierra con dispositivos fotométricos, dotados de un sensor en cuya superficie los fotones de luz son capaces de arrancar electrones, y de un sistema capaz de convertir esta señal en una lectura que pueda ser procesada por un software y ser convertida a unidades de flujo luminoso y, posteriormente, a magnitudes. En el mercado existen varios modelos de fotómetros diseñados para medir el brillo del cielo y que directamente ofrecen valores en mag/arcsec2. Los más conocidos son los SQM (Sky Quality Meter) producidos por la empresa canadiense Unihedron, que ofrece varios modelos adaptados a distintas necesidades. Como alternativa tenemos los fotómetros TESS desarrollados por la Universidad Complutense de Madrid. También es factible obtener el brillo del cielo a partir de imágenes previamente calibradas de la bóveda celeste, bien tomadas con una cámara normal y un objetivo ojo de pez o bien con un dispositivo diseñado para este fin como el ASTMON (All-Sky Transmission MONitor). Tanto mediante cámaras comerciales como con ASTMON se capta información de color, pero tienen como inconvenientes la necesidad de calibración previa en el primer caso y el elevado coste del dispositivo en el segundo.
Las mediciones en tierra tienen como gran inconveniente el enorme esfuerzo que supone cubrir el territorio y además en diferentes condiciones atmosféricas y épocas del año. La principal desventaja de los fotómetros más utilizados y asequibles es que no distinguen colores (salvo un modelo del TESS que a fecha de escribir estas líneas aún está en fase de prueba), por lo que no proporcionan información adicional sobre la distribución espectral de las fuentes de luz. Para solucionarlo se le añaden filtros centrados en diferentes rangos del espectro electromagnético (generalmente en el rojo, verde y azul) permitiendo detectar los cambios espectrales en la luz artificial causados principalmente por la adopción generalizada de la tecnología LED en el alumbrado nocturno.
El otro método para medir la luz artificial en el medio nocturno es mediante el uso de imágenes remotas tomadas por sensores en órbita, pero de eso hablaré en otra entrada.
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