MISURARE LA BRILLANZA DEL CIELO CON IL CCD

Un progetto dell’International Dark-Sky Association

 

Fabio Falchi[1]

Pierantonio Cinzano[2]

 

 

Abstract

 

Questo è un invito agli astrofili a collaborare con noi ad un progetto scientifico internazionale che ha lo scopo di raccogliere un gran numero di misure della brillanza ed estinzione del cielo notturno nelle principali bande fotometriche. Il progetto fa parte delle attività scientifiche dell’International Dark-Sky Association. Esso è stato proposto ed è gestito dalla Sezione Italiana dell’IDA.

Proponiamo agli astrofili che abbiano a disposizione una camera CCD, un piccolo telescopio e uno o più filtri standard UBVRI di partecipare al nostro gruppo di studio facendo accurate misure di brillanza ed estinzione del cielo in diverse notti e, nel caso di strumenti trasportabili, in differenti siti.

Misurare la brillanza del cielo è importante per diverse ragioni:

-          Per dare un contributo notevole allo studio scientifico dell’inquinamento luminoso

-          Per ottenere informazioni sullo stato attuale della situazione

-          Per controllare l’efficacia delle nuove leggi e regolamenti recentemente approvati

-          Per misurare l’andamento nel tempo del fenomeno

-          Per capire meglio il fenomeno al fine di mettere a punto i modi più efficaci per combatterlo.

Progettiamo di pubblicare i risultati su un giornale professionale in un articolo in cui tutti gli osservatori attivi prendano parte come coautori, se le misure saranno in numero sufficiente e di qualità adeguata.

 

Introduzione

 

Questo è un invito agli astrofili a collaborare con noi ad un progetto scientifico internazionale che ha lo scopo di raccogliere un gran numero di misure della brillanza ed estinzione del cielo notturno nelle principali bande fotometriche. Il progetto fa parte delle attività scientifiche dell’International Dark-Sky Association. Esso è stato proposto ed è gestito dalla Sezione Italiana dell’IDA.

Molti studi dell’inquinamento luminoso e della brillanza artificiale del cielo richiedono grandi quantità di misure della brillanza stessa che, per essere utili, devono essere accompagnate dalla conoscenza delle condizioni atmosferiche al momento delle misure. L’estinzione verticale è uno dei parametri più facili da misurare per valutare il contenuto di aerosoli nell’atmosfera. Le misure di brillanza attualmente disponibili a livello mondiale sono molto scarse e solitamente non sono accompagnate dalla misura dell’estinzione, parametro fondamentale. Per questa scarsità, anche il contributo di un singolo sito in più può dare un contributo notevole allo studio dell’inquinamento luminoso.

Noi proponiamo agli astrofili che abbiano a disposizione una camera CCD, un piccolo telescopio e uno o più filtri standard UBVRI di partecipare al nostro gruppo di studio facendo accurate misure di brillanza ed estinzione del cielo per un elevato numero di notti e, nel caso di strumenti trasportabili, in differenti siti. Questo permetterà di ottenere, per ogni sito, la relazione tra brillanza del cielo e condizioni atmosferiche. Le misure devono essere accompagnate da: data, ora, zona del cielo misurata in coordinate equatoriali ed altazimutali. Saranno utili anche misure non solo allo zenit, ma anche in altre parti del cielo, seguendo un comune metodo di campionamento.

Per ottenere mappature più o meno complete del cielo in un sito si può usare, al posto del telescopio, un obiettivo grandangolare montato direttamente sulla camera CCD (con interposto il filtro fotometrico). La coppia CCD/obiettivo permette di ottenere un campo molto ampio, superiore ai 10°. Con un campo così ampio e una focale corta è possibile effettuare le pose senza inseguimento, su un comune cavalletto fotografico dotato di testa panoramica, prendendo accuratamente nota dell’altezza e dell’azimut delle pose effettuate. La ricerca delle stelle fotometriche viene posticipata alla fase di riduzione dei dati.

Progettiamo di pubblicare i risultati su un giornale professionale in un articolo in cui tutti gli osservatori attivi prendano parte come coautori, se le misure saranno in numero sufficiente e di qualità adeguata.

Gli interessati possono contattare Fabio Falchi (falchi@lightpollution.it).

 

Tecnica operativa

 

Per ottenere misure di brillanza del cielo notturno con un piccolo telescopio, una camera CCD e filtri fotometrici standard si può seguire questa procedura:

·         Non è necessario che la notte sia particolarmente limpida, infatti vogliamo ottenere misure effettuate in diverse condizioni di trasparenza. E’ necessario però che le condizioni meteorologiche siano costanti durante le misure e che non ci siano nubi, veli o foschie. La Luna dovrebbe essere ben sotto l’orizzonte (h < -10°) durante le misure di brillanza del cielo.

·         Se possibile evitare siti con sorgenti di luce più vicine di circa 500 metri. All’interno delle città un parco non illuminato potrebbe essere una buona scelta.

·         Scegliere una o più zone, includendo sempre lo zenit, dove misurare la brillanza. Per esempio: zenit, 8 zone a 45° d’altezza equamente separate in azimut, 12 zone a 20° d’altezza ogni 30° di azimut.

·         Scegliere alcune (almeno una decina, se possibile) stelle standard fotometriche (vedi Johnson, H.L., 1963, in Basic Astronomical Data, ed. K.A. Strand, Univ. Chicago Press, pag.204; oppure, per stelle più deboli: Landolt, A.U., 1992, The Astronomical Journal, 78, 959, http://www.cfht.hawaii.edu/ObsInfo/Standards/Landolt/ e http://herbie.ucolick.org/techdocs/standards/Stds_Landolt_0to4.html) a differenti altezze (da vicino allo zenit fino a meno di 30° d’altezza). Particolarmente utili sono le stelle sopra i 60° e quelle sotto i 30° di altezza. Se possibile scegliere una stella vicino ad ogni zona di cielo da misurare.

·         Riprendere immagini delle stelle standard e determinarne l’altezza (ad es. utilizzando uno degli appositi programmi per PC). Riprendere le immagini delle zone di cielo prescelte. Se il tempo occorso per riprendere tutte le immagini lascia sospettare che le condizioni di trasparenza possano essere cambiate occorre rimisurare le stelle standard per determinare un secondo coefficiente di estinzione. Il coefficiente da usare sarà quindi la media dei due.

Fare attenzione a registrare l’altezza, la longitudine e la latitudine del sito d’osservazione nel modo più accurato possibile (almeno a meno di 15” d’arco), la data, l’ora e la durata di ogni esposizione (probabilmente il software di controllo della camera CCD lo può fare automaticamente; in questo caso ricordarsi di sincronizzare l’orologio del computer con un segnale orario sicuro), coordinate equatoriali e altazimutali delle zone di cielo e delle stelle misurate (consigliamo di farlo in sede di riduzione dei dati usando uno degli appositi programmi per PC). Annotare le condizioni meteorologiche.

In dettaglio:

a)       scegliere le bande fotometriche da studiare e montare i filtri appropriati

b)       Ottenere un flat di riferimento; ottenere i dark necessari per le immagini delle stelle

c)       Fare le esposizioni delle stelle standard. Fare estrema attenzione a non saturare alcun pixel.

d)       Ottenere i dark per le immagini del fondo cielo.

e)       Fare le esposizioni nelle zone di cielo prescelte. Non includere nelle immagini stelle brillanti.

·         Ridurre le immagini usando la seguente procedura standard:

a)       da ogni immagine grezza sottrarre il dark ottenuto con lo stesso tempo di integrazione (si assume che il bias sia incluso nel dark)[3]. Dal flat (che dovrebbe essere la media di diversi flat) sottrarre il dark appropriato. Dividere l’immagine grezza (da cui avevamo già sottratto il dark) per il flat normalizzato al valore medio (normalmente questa normalizzazione è operata automaticamente nell’azione standard ‘dividi per il flat’ nel software di controllo del CCD).

b)       Nelle pose relative alle stelle misurare i conteggi totali della stella usando un’area che copra sicuramente l’immagine della stella (spesso le parti più esterne dell’immagine della stella appaiono nere anche se in realtà includono conteggi relativi alla stella stessa). Sottrarre i conteggi dovuti al cielo ricavati da un’area uguale sulla stessa immagine, ma dove vi sia solo il fondo cielo. Scalare i conteggi al tempo di un secondo.

c)       Nelle immagini del cielo misurare i conteggi totali dei pixel in un area senza stelle. Calcolare l’area misurata in secondi d’arco quadrati (arcsec²). Scalare i conteggi misurati in quell’area all’area di un secondo d’arco quadrato. Scalare poi a un secondo d’esposizione.

·         Per ogni banda studiata, ottenere il fattore di scala fotometrico e l’estinzione in questo modo:

a)       Per ogni stella standard calcolare le masse d’aria x=1/cos z, dove z è la distanza zenitale. Per altezze molto basse (h<20°, cioè distanze zenitali z>70°) è più accurato usare la seguente formula: x=sec z (1 - 0.0012tan² z)]. Calcolare anche la variabile y=m_cat+2.5log I_star, dove m_cat è la magnitudine della stella e I_star i conteggi in un secondo.

b)       Mettere in un grafico y in funzione di x e ottenere la retta interpolante y = a + bx , come in figura 1. Se possibile calcolare anche gli errori.

c)       Il fattore di scala fotometrico C è C=a e il coefficiente di estinzione[4] k è k = - b

·         Calcolare la brillanza delle zone di cielo misurate con: m_sky = C – 2.5logI_sky, dove I_sky indica i conteggi al secondo per secondo d’arco quadrato.

·         Ogni misura dovrebbe essere accompagnata da tutte le informazioni necessarie, quali: l’apertura, la focale e il tipo di telescopio, la camera CCD usata, posizione geografica (altezza, longitudine e latitudine) del sito osservativo, data e ora, coefficiente di estinzione in ogni banda misurata, coordinate equatoriali e altazimutali delle zone di cielo misurate e la loro brillanza banda per banda. Includere anche una stima della magnitudine delle stelle più deboli visibili nelle immagini del cielo e le dimensioni dell’area utilizzata per le misure di brillanza. Se disponibile, riportare anche la fase del ciclo solare.

 

 

 

Fig.1 In questo esempio il coefficiente di

estinzione è k =0.385 in magnitudini per masse d’aria e il fattore di scala fotometrico è C = 16.19 magnitudini.

 

 

 

Stella	a (2000)	d (2000)	Tipo spettrale	Magnitudine B	Magnitudine V
b Lib t Her a Ari a Ser g Peg d Cas b Ari g Ori bTau g Gem e Ori a Leo b Leo g Uma d Uma h Boo g Ser a Oph b Oph g Lyr a Aql b Aql a Del a Peg	15h 17m 0s 16h 19m 41.8s 19h 30m 43s 15h 44m 16.0s 00h 13m 14.1s 01h 25m 48.9s 01h 54m 38.4s 05h 25m  7.8s 05h 26m 17.4s 06h 37m 42.7s 05h 36m 12.6s 10h 08m 22.3s 11h 49m  3.5s 11h 53m 49.9s 12h 15m 25.4s 13h 54m 38.3s 15h 56m 27.1s 17h 34m 56.1s 17h 43m 28.3s 18h 58m 56.5s 19h 50m 46.9s 19h 55m 18.7s 20h 39m 38.3s 23h 04m 45.6s	- 09° 22’ 58” +46° 18' 45" +27° 57' 34" +06° 25' 32" +15° 11' 01" +60° 14' 08" +20° 48' 28" +06° 20' 58" +28° 36' 26" +16° 23' 56" - 01° 12' 06" +11° 58' 01" +14° 34' 18" +53° 41' 42" +57° 01' 57" +18° 24' 01" +15° 39' 41" +12° 33' 36" +04° 34' 02" +32° 41' 23" +08° 52' 06" +06° 24' 24" +15° 54' 43" +15° 12' 18"	B8 V B5IV K2 III K2 III B2 IV A5 V A5 V B2 III B7 III A0 IV B0 Ia B7 V A3 V A0 V A3 V G0 IV F6 V A5 III K2 III B9 III A7 IV-V G8 IV B9 V B9 V	2.50 3.74 3.15 3.82 2.60 2.81 2.78 1.41 1.52 1.93 1.51 1.25 2.23 2.44 3.39 3.27 4.33 2.23 3.93 3.20 0.99 4.57 3.71 2.44	2.61 3.89 2.00 2.65 2.83 2.68 2.65 1.64 1.65 1.93 1.70 1.36 2.14 2.44 3.31 2.69 3.85 2.08 2.77 3.25 0.77 3.71 3.77 2.49

Tab.1. Alcune stelle standard.