空の明るさ

空の明るさは、空の視覚的認識と、光がどのように散乱し拡散するかを表します。夜空が完全に暗くないという事実は簡単にわかります。光源（月や光害など）が夜空から取り除かれると、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ますが、主な原因も異なります。太陽が地平線の上にある日中は、太陽光の直接散乱が圧倒的に主要な光源となります。薄暮時（日没後または日の出前から夜の完全な暗闇になるまで、またはそれ以降の期間）には、状況はより複雑になり、さらに区別する必要があります。

薄暮（夕暮れと夜明けの両方）は、地平線下の太陽の位置を示す 6° ごとの 3 つのセグメントに分割されます。民間薄暮では、太陽の円盤の中心は地平線の下 1/4° から 6° の間にあるように見えます。航海薄暮では、太陽の高度は–6° から –12° の間です。天文薄暮では、太陽は –12° から –18° の間です。太陽の深さが 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原因としては、大気光、太陽光の間接散乱、星の光の散乱、光害などが挙げられます。^[1]

物理学者アンデルス・オングストロームがオーロラのスペクトルを調べたところ、オーロラが見えない夜でも、オーロラの特徴的な緑の線がまだ存在していることがわかった。科学者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 年代になってからだった。オングストロームが観測した緑の線は、実際には上層大気の酸素の再結合によって生じた波長 557.7 nm の輝線である。

大気光は、主に太陽からの紫外線放射を原動力として、光子の放出を引き起こす上層大気中のさまざまなプロセスの総称です。いくつかの輝線が支配的です。557.7 nm の酸素からの緑の線、589.0 および 589.6 nm のナトリウムからの黄色の二重線、および 630.0 および 636.4 nm の酸素からの赤い線です。

ナトリウムの放出は、中間圏界面より上、電離層の D 層にある高度 90～100 km にある厚さ約 10 km の薄いナトリウム層から発生します。赤い酸素の線は、F 層の高度約 300 km から発生します。緑の酸素の放出は、より空間的に分散しています。ナトリウムが中間圏の高度に到達する仕組みはまだよくわかっていませんが、海塩と隕石の塵が上方に運ばれることが原因であると考えられています。

日中は上層大気が太陽の紫外線に完全にさらされるため、ナトリウムと赤色酸素の放出が支配的で、夜間の放出の約 1,000 倍の明るさになります。ただし、直接散乱した太陽光のまぶしさがそれを上回り、不明瞭になる ため、この影響は人間の目にはわかりません。

間接的に散乱した太陽光は、2 つの方向からやってきます。大気自体からと、宇宙から。最初のケースでは、太陽は沈んだばかりですが、上層大気を直接照らしています。散乱した太陽光の量は視線上の散乱体 (つまり空気分子) の数に比例するため、太陽が地平線の下に沈み、大気を照らす量が減るにつれて、この光の強度は急速に減少します。

太陽高度が -6° 未満のとき、天頂の大気の 99% は地球の影に隠れ、二次散乱が支配的になります。ただし、地平線では、視線に沿った大気の 35% が直接照らされ、太陽が -12° に達するまでその状態が続きます。-12° から -18° までは、太陽がある場所の真上にある地平線に沿った大気の最上部のみがまだ照らされています。その後、すべての直接照明がなくなり、天文上の暗闇が始まります。

太陽光の2番目の発生源は黄道光で、これは太陽の光が惑星間塵に反射して散乱することで発生します。黄道光の強度は、地球の位置、観測者の位置、季節、反射塵の組成と分布によって大きく異なります。

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。星の光や天の川の拡散光も空気によって散乱され、V等級16までの星が星の拡散散乱光に寄与していることがわかっています。

銀河や星雲などの他の発生源は大きな貢献をしません。

すべての星の総輝度は1899年にバーンズによって初めて測定され、地球に到達する総輝度は1等星2,000個に相当するという計算結果が出ました^[2]。その後、他の人による測定も行われました^{[3] 。}

光害は都市部における空の明るさの増大の原因となっている。光害を厳しく規制してい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）よりはるかに大きい場合が多い。都市化と光害により、人類の3分の1、先進国の大多数の人々は天の川を見ることができない。^[4]

太陽が沈んだ直後は、空の明るさが急速に低下し、太陽が地平線から約 12 度以上下がるまで、高度が高いため、まだ十分に太陽の光が当たることから生じ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放射と 630 nm の酸素線からの赤色の放射が優勢となり、民間および船舶の薄明時に時々見られる紫がかった色に寄与します。

海上薄明り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発生します。

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じます。

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、天頂における夜空の明るさへの相対的および絶対的な寄与を示しています。

（S _{10単位は、V 等級が 10 で、光が 1 平方度、つまり 27.78 等級秒角}⁻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、天頂の全天周輝度は、V バンドで約 220 S ₁₀または 21.9 mag/arcsec² になります。大気光と黄道光の寄与は、季節、太陽周期、および観測者の緯度によって、おおよそ次のように変化することに注意してください。

${\displaystyle {\rm {大気光}}/{\rm {S}}_{10}=145+108(S-0.8)}$

ここで、Sは太陽の 10.7 cm フラックス（MJy）であり、11 年の太陽活動周期に応じて 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、太陽の黄道緯度と黄道経度に対する観測点の黄道緯度と黄道経度に依存します。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。

${\displaystyle {\rm {黄道光}}/{\rm {S}}_{10}=140-90\sin(|\beta |)}$

ここで、β は黄道緯度で、60° より小さい場合、60° より大きい場合、寄与は表に示されているとおりです。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 180 度の経度で二次極大値 ( gegenschein ) になります。

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

• 夜空
• エアグロー
• 黄道光
• 光害
• スカイグロー