Cómo medir la contaminación lumínica

El brillo de fondo del cielo nocturno

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. 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 suele centrar 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.

Medición de la contaminación lumínica

Si la medición de este brillo se abordara desde la fotometría, hablaríamos de luminancia (densidad de flujo luminoso que atraviesa una superficie), mientras que desde la radiometría hablaríamos de radiancia (medida en términos de potencia por unidad de superficie y ángulo sólido). La luminancia se mide en candelas por metro cuadrado o Nits, y se aplica cuando estudiamos la región visible del espectro electromagnético en condiciones de visión fotópica (condiciones similares a diurnas), de modo que es útil para el estudio directo de las fuentes de luz artificial pero no para el brillo del fondo del cielo; por otro lado la radiancia es aplicable a todo el espectro electromagnético y se mide en Watios por estereorradián y metro cuadrado, o bien como radiancia espectral por unidad de longitud de onda (Watios por estereorradián, Angstrom o nanómetros y metro cuadrado). 

 

No obstante, lo que generalmente se mide es 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/arcsec^2), 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 se cree 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. 

 

Para que sean visibles las estrellas y otros cuerpos celestes, su luminosidad debe contrastar con su fondo de cielo, y esto significa que a medida que aumenta el brillo del fondo de cielo un número cada vez mayor de objetos dejan de verse. Como consecuencia, en muchas ocasiones podemos encontrar que el brillo de 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 de 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 linea 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/arsec^2, 0.25 mcd/m^2, o 1 en la escala de Bortle, e implica poder visualizar en detalle la Vía Láctea así como contemplar unas 6000 estrellas hasta una magnitud aparente de 6.9. 

 

Nomograma de Spoelstra (fuente: U.S. Departament of Energy)

 

Mediciones en tierra

La medición del 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/arcsec^2. 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 dentro de la iniciativa Stars4All. 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. 

 

Estación fija de fotómetros SQM protegidos con carcasas y con filtros de color (IAA-CSIC)

Medidas a partir de imágenes remotas

El otro método para medir la luz artificial en el medio nocturno es mediante el uso de imágenes remotas tomadas por sensores en órbita. Los datos desde el espacio tienen la ventaja de abarcar grandes áreas de la superficie terrestre, siendo más fácil elaborar mapas de contaminación lumínica. El primer instrumento usado para la obtención de imágenes nocturnas fue el DMSP (Defense Meteorological Satellite Program), que sirvió para obtener en 1989 el primer mapa global de noche. Este instrumento junto al OLS (Operational Limscan System) permitió a la agencia NOAA obtener mapas globales calibrados de 1 km de resolución entre 1996 y 2010. Desde 2011 está en funcionamiento el instrumento VIIRS (Visible Infrared Imaging Radiometer Suite) del satélite Suomi NPP, que dispone de un sensor pancromático diseñado para medir también las luces nocturnas, por lo que es una de las fuentes de datos más utilizadas para el estudio la contaminación lumínica. El gran inconveniente de este instrumento es que no detecta el pico de emisión azul de las lámparas LED, por lo que -conforme éstas van sustituyendo al vapor de sodio- VIIRS infravalora el brillo de las zonas urbanas. También hay diversos satélites comerciales chinos que toman imágenes nocturnas de gran resolución, pero resultan poco accesibles por su elevado precio. 

 

Las imágenes satelitales suelen estar calibradas en unidades de radiancia y son útiles como base de modelos, siendo el más conocido el Light Pollution Map de Falchi, que parte de los datos de VIIRS. Por otro lado, como demuestran Sánchez de Miguel et al., el brillo difuso presente en estas imágenes es equivalente al brillo del cielo en el cénit medido en tierra, por lo que se pueden utilizar estos datos remotos como un mapa de brillo del cielo en el cénit. 

 

Además de las imágenes satelitales, desde 2001 los astronautas de la ISS han tomado fotografías de la Tierra con fines divulgativos o por simple placer, algunas de ellas de la parte nocturna. El equipo utilizado para ello es una cámara réflex DSLR con sensor en color, de modo que sí detecta la luz azul del pico de emisión de las lámparas LED. El problema de estas imágenes es su irregularidad temporal y espacial, que se hacen desde ángulos oblicuos, el posible desenfoque por el rápido movimiento de la ISS respecto a la Tierra, etc. Como ventajas tenemos la buena resolución espacial (de 5 a 200 metros) y que pueden ofrecer unos datos más realistas al ser más sensibles al azul que VIIRS. 

 

En definitiva, medir la contaminación lumínica implica utilizar sensores que -ya sea instalados en tierra o dispuestos en órbita- sean capaces de cuantificar el flujo luminoso que procede de las fuentes artificiales (núcleos de población e instalaciones) y que es dispersado por la atmósfera hasta que llega al punto de observación o escapa al espacio. Lo ideal es combinar las dos fuentes de datos: tomar como base datos remotos calibrados y escalarlos con medidas en el territorio. En este proceso no se puede olvidar que las condiciones atmosféricas, especialmente la humedad y el contenido de aerosoles, son determinantes en el alcance e incidencia de la contaminación lumínica, de modo que es indispensable tenerlas en cuenta a la hora de tomar datos o para los modelos de brillo del cielo.

(Parte del texto extraído de mis tesis fin de máster: "Caracterización del alumbrado público de diversos núcleos urbanos a través del análisis cluster de las emisiones lumínicas medidas a partir de imágenes tomadas desde la ISS" y "Estudio de la relación entre el brillo del cielo nocturno y la contaminación por aerosoles en un entorno urbano".) 

(En este texto también ha participado Susana Martín Ruiz)