空の明るさ

国際宇宙ステーションから見える大気光

空の明るさとは、空の視覚的な認識、そして光がどのように散乱・拡散するかを指します。夜空が完全に暗くないことは容易に分かります。もし光源（例えば月や光害）が夜空から取り除かれれば、直接見えるのは星の光だけになります。

空の明るさは一日を通して大きく変化し、その主な原因も異なります。太陽が地平線上にある日中は、太陽光の直接散乱が圧倒的に主要な光源となります。薄暮（日没後または日の出前から夜が完全に暗くなるまでの時間、あるいはそれ以降の時間）には状況はより複雑になり、より詳細な区別が必要になります。

薄暮（夕暮れと夜明けの両方）は、太陽が地平線からどのくらい下がっているかを示す6°ごとの3つのセグメントに分けられます。民間薄暮では、太陽の円盤の中心は地平線から1/4°から6°下にあります。航海薄暮では、太陽の高度は-6°から-12°です。天文薄暮では、太陽の高度は-12°から-18°です。太陽の深度が18°を超えると、空は通常、最も暗くなります。

夜空の本来の明るさの源としては、大気光、太陽光の間接散乱、星の光の散乱、光害などがある。[ 1 ]

エアグロー

大気の異なる層からの大気光の寄与

物理学者アンデルス・オングストロームは1868年、オーロラのスペクトルを調べた際、オーロラが観測されない夜でも、オーロラの特徴的な緑色の線が依然として存在することを発見しました。[ 2 ] [ 3 ]科学者たちがオーロラや空自体の輝線とその原因を特定し、理解し始めたのは1920年代になってからでした。オングストロームが観測した緑色の線は、実際には波長557.76 nmの輝線であり、[ 4 ]上層大気における酸素の再結合によって生じます。[ 5 ]

大気光は、主に太陽からの紫外線放射を駆動力として、上層大気における光子放出を引き起こす様々なプロセスの総称です。大気光は星の光の集合的な輝きの約10分の1の明るさで、撮影には晴れた暗い空が必要です。 [ 6 ]いくつかの輝線が支配的です。557.7 nmの酸素からの緑色の輝線、[ 7 ] 589.0 nmと589.6 nmのナトリウムからの黄色の二重線、[ 8 ] 630.0 nmと636.4 nmの酸素からの赤色の輝線、[ 7 ] [ 8 ]そして様々なヒドロキシルバンドです。[ 9 ]

ナトリウムの放出は、高度90～100kmにある厚さ約10kmの散発的なナトリウム層から発生しており、 [ 10 ] 、中間圏界面より上、電離圏D層に存在します。ナトリウムが中間圏高度に到達する仕組みはまだ十分に解明されていませんが、主に流星によるアブレーションが原因と考えられています。[ 11 ] [ 12 ]赤い酸素の線は、高度約250kmのF層に由来しています。[ 13 ]緑の酸素の放出はより空間的に分布しており、中間圏上部と熱圏下部にピークがあります。[ 14 ]

日中は、ナトリウムと赤色酸素の放出が支配的であり、夜間の約1,000倍の明るさになります。これは、日中は上層大気が太陽の紫外線に完全にさらされているためです。しかし、直射日光の散乱光がナトリウムと赤色酸素の放出を上回り、覆い隠すため、人間の目には感知されません。

太陽光の間接散乱

日没後、地平線上でまだ照らされている空気の量。天頂が1気団となるように正規化されている。

間接散乱太陽光は、大気自体と宇宙空間の2つの発生源から来ます。前者の場合、太陽は沈んだ直後でも上層大気を直接照らし続けます。[ 15 ]散乱太陽光の量は、視線方向にある散乱体（空気分子やエアロゾルなど）の数に比例し、太陽高度が地平線に近づくにつれて散乱体数は増加します。この太陽光の減衰は、ビール・ランベルトの法則によって説明されます。[ 16 ]

太陽が地平線よりさらに深く沈み、大気を照らす光が少なくなるにつれて、散乱薄明の強度は減少します。太陽高度が-6°を下回ると、天頂方向の大気の99%が地球の影に入り、二次散乱が支配的になります。しかし、日没方向の地平線では、視線に沿った大気の35%が依然として直接照らされており、太陽高度が-12°に達するまでこの状態が続きます。-12°から-18°までは、太陽が沈んだ地点の真上にある地平線沿いの大気の最上層のみが依然として照らされます。その後、すべての直接照明がなくなり、天文的な暗闇が訪れます。

太陽光のもう一つの光源は黄道光で、これは太陽の惑星間塵による太陽光の反射と散乱によって生じます。黄道光の強度は、地球の位置、観測者の位置、季節、そして反射する塵の組成と分布によって変化します。[ 17 ]

地球外からの散乱光

空気中の分子によって散乱されるのは太陽光だけではありません。星の光や天の川銀河の拡散光も空気によって散乱されます[ 18 ] 。そして、 V等級16までの星が星の拡散散乱光に寄与することが分かっています。銀河や星雲などの他の光源は、それほど大きな寄与をしません。

すべての星の合計の明るさは1899年にバーンズによって初めて測定され、地球に到達する合計の明るさは2000個の1等星の明るさに相当するという計算結果が出ました[ 19 ]。その後、他の人々による測定が続きました[ 20 ] 。

光害

光害は都市部における空の明るさを増大させる要因としてますます深刻化しています。2023年時点では、年間9.6%の割合で増加すると推定されています。[ 21 ]光害規制が厳しくない人口密集地域では、夜空全体がすべての照明を消した場合よりも5～50倍明るくなることが常であり、光害の影響は自然光（月光を含む）よりもはるかに大きい場合が非常に多くあります。都市化と光害により、人類の3分の1、そして先進国の大多数の人々は天の川を見ることができません。[ 22 ]

トワイライト

太陽が沈んだ直後、空の明るさは急速に低下し、太陽が地平線から約12度下になるまでは、まだ十分に太陽に照らされている高高度から発生する大気光が見えるようになります。この間、ナトリウム層からの黄色の発光と630nmの酸素線からの赤色の発光が優勢となり、民間薄明や船舶薄明時に時折見られる紫がかった色彩を形成します。

海上薄明の終わりに太陽がこれらの高度に沈んだ後、前述の線から発せられる光の強度は減少し、酸素緑色が主な光源として残ります。

天文上の暗闇が始まると、緑色の 557.7 nm の酸素線が優勢になり、星の光の大気散乱が起こります。

差屈折によりスペクトルの異なる部分が優勢になり、ゴールデンアワーとブルーアワーが生成されます。

相対的な貢献

次の表は、月明かりがなく光害もない中緯度の完全に暗い夜に天頂の夜空の明るさに及ぼす相対的および絶対的な寄与を示しています。

夜空の明るさ
原因 表面輝度 [S 10 ] パーセンテージ
エアグロー145 65
黄道光60 27
散らばった星の光約15 7

（S 10単位は、V 等級が 10 で、光が 1 平方度、または 27.78 等級角秒角−2に広がる星の表面輝度として定義されます。）

したがって、天頂における全天周輝度は約220 S 10、またはVバンドで21​​.9 mag/arcsec²となります。大気光と黄道光による寄与は、季節、太陽活動周期、観測者の緯度によって、おおよそ以下のように変化することに注意してください。

ここで、Sは太陽の 10.7 cm フラックス (MJy) であり、11 年の太陽周期に応じて 0.8 から 2.0 の間で正弦波的に変化し、太陽活動極大時には上限が約 270 S 10 になります。

黄道光の強度は、観測される天空の点の黄道緯度と黄経度が太陽の黄道緯度と黄経度に対してどの程度であるかによって決まります。黄道経度が太陽の黄道経度と90度以上異なる場合、関係は次のようになります。

ここで、βは黄道緯度であり、60°未満の場合、60°を超える場合、寄与は表に示されている値になります。黄道面に沿って、黄道光が増強され、太陽の近くでははるかに明るくなり、太陽の反対側の経度180°で二次極大（対角）となります。

極端な場合、自然の天頂の空の明るさは最大で約 21.0 mag/arcsec² となり、公称条件の約 2 倍の明るさになります。

参照

参考文献

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