POLITECNICO DI MILANO Corso di Laurea Triennale in Ingegneria Elettrica La Misura Dell Inquinaento Luinoso Nelle Osservazioni Astronoiche Relatore Chiar.o Prof. Alessandro FERRERO Tesi di Laurea di Matteo PERSICO Matr. Nr. 646544 Anno Accadeico 2002/2003 Cos è l Inquinaento Luinoso? ogni fora di irradiazione di luce artificiale che si disperda al di fuori delle aree a cui essa è funzionalente dedicata e, in particolar odo, se orientata al di sopra della linea dell orizzonte. (LR 17/00 Lobardia) In altre parole E UNO SPRECO INGIUSTIFICATO DI ENERGIA!
Le Cause Eissione diretta di luce sopra l orizzonte è la causa principale: va eliinata! Diffusione nel percorso tra la lapada e la superficie illuinata dipende dalla lunghezza del percorso (va contenuta) e dalla concentrazione di aerosol nell aria Riflessione dall area illuinata è necessaria per la visione notturna, a deve essere la inia indispensabile Sull abiente: spreco di risorse naturali aggiore inquinaento e le Conseguenze Sugli esseri viventi: riduce l efficienza fotosintetica nelle piante disorienta gli aniali igratori (uccelli, tartarughe, farfalle) orte e rischio di estinzione per alcune specie di insetti causa disturbi della personalità e sbalzi d uore nell uoo Sulle osservazioni astronoiche: disturba le osservazioni a occhio nudo disturba le osservazioni al telescopio
Coe evitarlo Usare lapade al sodio, più efficienti e eno inquinanti Rivolgere i lapioni al terreno per ipedire dispersioni di luce Proibire i fari diretti verso l alto (es. discoteche) Spegnere l illuinazione di onuenti e cartelli pubblicitari quando non necessaria (es. dopo la ezzanotte) Perché isurare l IL? Localizzare e classificare le sorgenti Controllare l evolversi del fenoeno nel tepo Verificare l efficacia degli interventi legislativi/norativi Valutare i liiti iposti alle osservazioni astronoiche Correggere i risultati di isure fotoetriche e spettroscopiche
La tecnica di isura Misura della brillanza del cielo Struenti: Telescopio Sensore CCD Un problea: Il CCD non fornisce il valore assoluto della brillanza del cielo, a un nuero proporzionale alla quantità di fotoni incidenti su ciascun pixel. La tecnica di isura La soluzione: La brillanza ( cielo ), isurata in agnitudini per secondo d arco quadrato, è legata al segnale in uscita al CCD (I cielo ) attraverso la relazione: cielo = C 2.5 log ( I ) cielo dove: C è il fattore di scala fotoetrico espresso in agnitudini Bisogna calcolare quanto vale C
La tecnica di isura La relazione tra il segnale in uscita al CCD e agnitudine vale per qualsiasi fonte di luce. In particolare vale per le stelle fotoetriche standard, delle quali appositi cataloghi riportano la agnitudine assoluta. = C 2.5log = cat + k sec ( I ) Ma la luce proveniente da una stella, pria di giungere al telescopio, deve attraversare l atosfera, ed è soggetta al fenoeno dell estinzione. La agnitudine catalogata ( cat ) è quella fuori dall atosfera, pertanto la agnitudine sotto l atosfera percepita dal CCD è: ( z) Dove k è il coefficiente di estinzione del ezzo, z è la distanza zenitale e sec(z) è la assa d aria attraversata dalla luce. La tecnica di isura Quindi: = cat + k sec ( z) = C 2.5log ( I ) Portando a secondo ebro i terini incogniti C e k, si ottiene: cat + 2.5log ( I ) = C k sec( z) Che non è altro che l equazione di una retta y = C - k x con: y = cat x = sec + 2.5log () z ( I )
Si effettuano allora le riprese di stelle fotoetriche situate a diverse altezze, e per ognuna si calcolano il valore I e le asse d aria. Si disegnano i punti (x,y) su un grafico e si ricava l equazione della retta che eglio approssia l andaento. La tecnica di isura L ordinata all origine della retta individuata è il fattore di scala fotoetrico C. Coe calcolare I Ridurre le iagini in uscita al CCD Tagliare la cornice dell iagine (può contenere disturbi) Calcolare il valore edio del cielo, considerando pixel lontani dalla stella Soare i valori dei pixel in un area che contenga l intera stella e sottrarre il contributo del cielo Scalare il valore trovato al tepo di posa di un secondo: I = I' Tepo di esposizione
Coe calcolare I cielo Ridurre le iagini in uscita al CCD Tagliare la cornice dell iagine che (può contenere disturbi) Calcolare il valore edio per pixel nelle zone di cielo ove non vi siano stelle risolute Scalare il valore edio del singolo pixel ad un area pari a 1[arcsec 2 ] Scalare il valore trovato al tepo di posa di un secondo: I cielo = I' cielo Tepo di esposizione Autoatizzare l elaborazione L elaborazione anuale dei dati richiede olto tepo qualche conoscenza di fotoetria Un software dedicato allo scopo fornisce i risultati in tepi brevi è più preciso non richiede conoscenze specifiche da parte dell utente
Osservazione a occhio nudo Se le isure sono state fatte nella banda della radiazione visibile, gli effetti sull osservazione a occhio nudo possono essere subito interpretati con la seguente tabella: Brillanza Magnitudine % Stelle Visibili [ag/arcsec 2 ] Liite 7.62 0.0 0.02 0.03 Nuero Stelle sopra i 30 8.85 1.0 0.1 0.2 3.23 2.0 0.5 0.8 12.03 3.0 1.7 3 36 15.71 4.0 6.3 11 130 18.71 4.5 11 19 230 19.35 5.0 19.5 33.9 400 20. 5.5 33.1 57.5 690 20.88 6.0 57.5 0 1200 21.80 6.5 0 20 Quali sono i vantaggi? Riduzione del tepo necessario ad effettuare isure di brillanza artificiale del cielo E di facile ipiego Maggiore sensibilizzazione e coinvolgiento nella Lotta all Inquinaento Luinoso Materiale fotografico tratto da: CieloBuio Coordinaento per la protezione del cielo notturno www.cielobuio.org
POLITECNICO DI MILANO Corso di Laurea Triennale in Ingegneria Elettrica La Misura Dell Inquinaento Luinoso Nelle Osservazioni Astronoiche Relatore Chiar.o Prof. Alessandro FERRERO Tesi di Laurea di Matteo PERSICO Matr. Nr. 646544 Anno Accadeico 2002/2003 La agnitudine E l unità di isura dell intensità luinosa più usata in astronoia. La differenza di agnitudini tra due oggetti è definita a partire dal rapporto tra i loro flussi luinosi: 1 2 = 2.5log f f Per fissare la scala delle agnitudini si attribuisce agnitudine nulla alla stella Vega, da cui: 1 2 1 = 2.5 log f f 1 Vega