Metody pomiaru jasności nocnego nieba

Tradycyjne metody obserwacyjne

Metody obserwacyjne polegają na obserwacji obiektów astronomicznych na tle nocnego ("zanieczyszczonego") nieba i oszacowaniu na ich podstawie jego jasności, toteż nazywa się je metodami astronomicznymi. Ich zaletą jest przede wszystkim niski koszt pomiaru, a także możliwość przeprowadzenia go w dowolnym miejscu. Do zalet można również zaliczyć możliwość wykorzystania obserwacji archiwalnych, nie będących intencjonalnie obserwacjami zanieczyszczenia świetlnego, a zatem w pełni obiektywnych.

Do metod obserwacyjnych można zaliczyć skalę oszacowania poziomu zanieczyszczenia świetlnego, zaproponowaną przez R.L. Berry'ego [3]. Skala ta jest oparta na prostych obserwacjach nieba i nie wymaga większego doświadczenia obserwacyjnego. Zawiera ona sześć poziomów:

  1. niebo o jasności 21,7 mag/arcsec2 - niebo gęsto usiane gwiazdami aż po horyzont, z widoczną w bezmgielne noce również po horyzont Drogą Mleczną i chmurami widocznymi jako ciemne przesłony na tle nieba;
  2. niebo o jasności 21,6 mag/arcsec2, - różni się od poprzedniego widzialną na horyzoncie w kierunku miasta poświatą i rozjaśnionymi w tamtym miejscu chmurami;
  3. niebo o jasności 21,1 mag/arcsec2 - nie pozwala już na obserwację Drogi Mlecznej nisko nad horyzontem, a chmury w zenicie wydają się być szarawe, podczas gdy nad horyzontem w kierunku miasta wydają się być jasne;
  4. niebo o jasności 20,4 mag/arcsec2 - obraz Drogi Mlecznej w zenicie jest mało kontrastowy, a drobne szczegóły niewidoczne, zasięg widoczności gwiazd jest znacznie ograniczony i nie sprawiają już wrażenia wielkich i bliskich, chmury są jasne nawet w zenicie;
  5. niebo o jasności 19,5 mag/arcsec2 - Droga Mleczna jest ledwo widoczna tylko w zenicie, niebo jest jasne i blisko horyzontu w kierunku miasta wyblakłe;
  6. niebo o jasności 18,5 mag/arcsec2 - gwiazdy są słabe i wyblakłe, zredukowane do liczby kilkuset, niebo jest jasne i wyblakłe na całej powierzchni.

Obecnie powszechnie używana jest dziewięciostopniowa skala Bortle'a [7]:

  1. Klasa 1: nadzwyczajnie ciemne niebo. Widoczne są światło zodiakalne, przeciwświecenie i pas zodiakalny, nie są widoczne jakiekolwiek szczegóły obiektów znajdujących się na powierzchni ziemi. Najjaśniejsze obszary Drogi Mlecznej rzucają wyraźne cienie na powierzchnię ziemi. Wyraźnie widoczna jest poświata atmosferyczna. Zasięg wizualny najsłabszych gwiazd wynosi 7,6-8,0 mag. Niebo takie występuje jedynie w okolicach okołorównikowych.
  2. Klasa 2: typowe ciemne niebo. Poświata atmosferyczna jest słabo widoczna przy horyzoncie, światło zodiakalne rzuca wyraźne cienie o świcie i o zmierzchu, obłoki są widoczne jako ciemne plamy na tle gwiazd. Wyraźnie jest widoczna struktura Drogi Mlecznej. Zasięg wizualny najsłabszych gwiazd wynosi 7,1-7,5 mag. Otoczenie jest słabo widoczne, wyłącznie w postaci zarysów na tle nieba. Zgodnie z opinią polskich astronomów, warunki takie występują np. w północno-wschodniej i południowo-wschodniej Polsce (w Biesz-czadach).
  3. Klasa 3: niebo wiejskie. Horyzont jest wyraźnie jaśniejszy od zenitu, obłoki nad horyzontem mogą być lekko podświetlone. Światło zodiakalne wyraźnie widoczne na wiosnę i jesienią. Zasięg wizualny najsłabszych gwiazd wynosi 6,6-7,0 mag. Słabo widoczne bliskie otoczenie. Niebo tej klasy zarejestrowano w odległości ok. 30 km na północ od Krakowa.
  4. Klasa 4: niebo obszarów przejściowych wieś - przedmieścia. Nad horyzontem widoczne są łuny pochodzące od okolicznych miejscowości. Droga Mleczna jest widoczna, lecz bez wyraźnej struktury. Obłoki w pobliżu łun światła są wyraźnie oświetlone, lecz nadal ciemne w zenicie. Zasięg wizualny najsłabszych gwiazd wynosi 6,1-6,5 mag. Otoczenie wyraźnie widoczne. W okolicy Krakowa do tej klasy należy zaliczyć niebo w odległych o 22 km od centrum miasta Jerzmanowicach (stanowisko pomiarowe JER).
  5. Klasa 5: niebo podmiejskie. Światło zodiakalne widoczne tylko częściowo w najciemniejsze noce na wiosnę i jesienią. Droga Mleczna widoczna jest niewyraźnie, tylko wysoko nad horyzontem. Źródła światła widoczne są we wszystkich kierunkach. Obłoki są wyraźnie jaśniejsze od tła nieba na całym jego obszarze. Zasięg wizualny najsłabszych gwiazd wynosi 5,6-6,0 mag. Warunki te spełnia niebo w Mogilanach, 14 km na południe od Krakowa (stanowisko pomiarowe MOG).
  6. Klasa 6: jasne niebo podmiejskie. Światło zodiakalne jest niewidoczne, Droga Mleczna częściowo widoczna tylko w pobliżu zenitu. Niebo do wysokości 35° nad horyzontem jest szaro-białe. Obłoki na całym niebie są jasne. Zasięg wizualny najsłabszych gwiazd wynosi 5,1-5,5 mag.
  7. Klasa 7: niebo obszarów przejściowych przedmieścia - miasto. Całe niebo ma szaro-biały odcień. Silne źródła światła są widoczne we wszystkich kierunkach. Obłoki są jasno oświetlone. Zasięg wizualny najsłabszych gwiazd wynosi 4,6-5,0 mag.
  8. Klasa 8: niebo miejskie. Niebo świeci światłem białym lub pomarańczowym, można czytać tytuły artykułów w gazetach. Większość gwiazdozbiorów jest nierozpoznawalna. Zasięg wizualny najsłabszych gwiazd wynosi 4,1-4,5 mag. Warunki te spełnia większość osiedli mieszkaniowych w Krakowie (np. stanowisko pomiarowe KPO).
  9. Klasa 9: niebo centrów miast. Całe niebo jest jasno oświetlone, nawet w zenicie. Z obiektów niebieskich widoczne są właściwie tylko Księżyc, planety i najjaśniejsze gwiazdy. Zasięg wizualny najsłabszych gwiazd wynosi w najlepszym razie 4,0 mag.

Powyższe metody są użyteczne przy amatorskiej ocenie jakości nocnego nieba. Są one jednak mało precyzyjne, dlatego też już od dawna rozwijane były bardziej zaawansowane metody obserwacyjne, wymagające jednak pewnego doświadczenia oraz przygotowania. Najprostszą metodą obserwacyjną jest określenie liczby widocznych gwiazd w ściśle określonym obszarze nieboskłonu. Takie metody były stosowane podczas pomiarów na dużych obszarach w Japonii. W tym przypadku zliczano gwiazdy w gromadzie otwartej Plejady w obszarze otoczonym sześcioma jasnymi gwiazdami tej gromady (jest to jeden z częściej wybieranych obszarów w metodzie zliczeniowej) oraz w obszarze trójkąta w gwiazdozbiorze Liry wyznaczonego gwiazdami α Lyr, ε Lyr i ζ Lyr [47]. Zliczenia wykonywano okiem uzbrojonym w lornetkę. Nieco trudniejszą, lecz najczęściej stosowaną metodą obserwacyjną jest wyznaczanie tak zwanej wielkości granicznej (ang. limiting magnitude) obserwowanych gwiazd. Polega ona na poszukiwaniu metodą zerkania najsłabszej gwiazdy, widocznej na danym obszarze nieboskłonu. Jak w poprzedniej metodzie, obszar obserwowany musi być bogaty w gwiazdy różnej wielkości, tak aby wyznaczenie wielkości granicznej było jak najbardziej precyzyjne.

Wspomniana metoda zerkania polega na obserwacji "kątem oka", czyli brzegiem siatkówki, bogatszej w dużo czulsze od czopków pręciki, odpowiadające za widzenie nocne. Ze względu na powolną reakcję pręcików na światło, metoda ta wymaga wstępnej, przynajmniej dwudziestominutowej adaptacji oka do ciemności i zaleca się, aby w pobliżu nie znajdowały się żadne silne źródła światła, nawet przysłonięte, gdyż w takim przypadku oko rejestruje światło rozproszone wokół takich źródeł.

Bliskie źródła światła mają też bezpośredni wpływ na wartość pomiaru, gdyż wskutek rozpraszania rozjaśniają lokalnie tło nieba, wprowadzając tym samym błąd systematyczny do pomiaru. Efekt jest tym silniejszy, im bardziej zanieczyszczona lub zamglona jest atmosfera, gdyż warunki, w których zachodzi wzmożone rozpraszanie światła powodują pozorne rozjaśnienie źródeł bliskich wraz z przytłumieniem odległych.

Kolejnym niekorzystnym zjawiskiem, wpływającym na pomiar wizualny są turbulencje w niższych warstwach atmosfery. Objawia się to migotaniem gwiazd. Efekt ten jest najsilniejszy wieczorem, kiedy następuje stygnięcie atmosfery, a w miarę upływu nocy słabnie, kiedy ustala się już równowaga stała atmosfery. Gwiazdy wydają się wtedy wyraźniejsze i jaśniejsze. Turbulencje powodują więc ograniczenie zasięgu widzialności słabych gwiazd, nie zmieniając jednakże jasności powierzchniowej nieba. Tym samym powodują błąd systematyczny pomiaru [56].

Celem eliminacji tych trudności, stosowano często technikę mieszaną pomiaru, tzn. obserwacje wizualne wspomagano prostymi przyrządami, pozwalającymi ocenić bezpośrednio jasność tła nieba w sposób wizualny.

Własna metoda obserwacyjna - metoda kometarna

Własna metoda obserwacyjna oceniania jasności nocnego nieba (nazwana metodą kometarną) oparta jest właśnie na pomiarach jasności powierzchniowej najsłabszych widocznych na niebie obiektów rozmytych.

Jasność ta powinna być praktycznie równa, lecz faktycznie jest nieco większa od jasności powierzchniowej nocnego nieba.

Ważne jest jednak, aby wybrane do analizy obiekty miały możliwe jak najbardziej płaski rozkład jasności, bez jakiegokolwiek wyróżnionego maksimum - jest to powód, dla którego nie nadają się do tego celu obiekty takie jak galaktyki, gromady czy mgławice. Istnieje jednak pewna klasa obiektów astronomicznych, których znaczna część spełnia powyższy warunek, i które są powszechnie obserwowane. Są to komety.

Z punktu widzenia obserwatora kometa jest rozmytym obiektem, którego jasność powierzchniowa systematycznie maleje od środka w kierunku na zewnątrz, aż do zlania się otoczki komety z tłem nieba. W celu określenia stopnia rozmycia komet, w astronomii wprowadzono wielkość DC (ang.: degree of condensation), opisującą stopień rozmycia komety na tle nieba [33]. Wielkość ta określa gradient między środkiem otoczki komety i jej brzegiem. Kometa o DC = 9 wygląda jak gwiazda, podczas gdy DC = 0 oznacza obiekt o płaskim rozkładzie jasności, którego jasność powierzchniowa jest praktycznie równa jasności powierzchniowej otaczającego tła nieba. Kometa o DC = 5 ma wyraźne, jaśniejsze jądro oraz otoczkę, rozmywająca się na tle nieba.

Każdy obserwator komet w swoich raportach, oprócz oceny wielkości DC, podaje zarówno całkowitą wielkość gwiazdową komety, jak również maksymalną dostrzeżoną średnicę otoczki (aż do jej zlania się z tłem nieba). Na podstawie tych dwu wielkości można z łatwością policzyć jasność powierzchniową komety. Oznacza to, że dla najsłabszych komet widocznych w teleskopie (bądź lornetce, czy też nawet gołym okiem) o bardzo małym DC (od 0 do 2) ich jasność powierzchniowa może służyć jako przybliżona wartość jasności powierzchniowej nieba (ściślej, określa jej dolną granicę).

Główną zaletą opisanej metody jest jej prostota. Na świecie działa kilkuset obserwatorów komet (w Polsce liczba ta sięga kilkudziesięciu) i każdy z obserwatorów stara się wykonać swoje obserwacje jak najstaranniej, co daje dużą próbkę wiarygodnych pomiarów umożliwiającą dalszą analizę. W ciągu każdego roku obserwowanych jest kilkanaście komet, co pozwala na praktycznie ciągły monitoring jasności nocnego nieba. Istnieje również możliwość wykorzystania archiwalnych obserwacji komet począwszy przynajmniej od początku XX w. Pozwala to na określenie długofalowych zmian poświaty niebieskiej.

Należy podkreślić, że ocena jasności całkowitej komety, jak również pomiaru średnicy otoczki jest subiektywna i może się zmieniać w zależności od obserwatora. Doświadczony obserwator określa jasność całkowitą komety z dokładnością 0,2 magnitudo a średnicę otoczki z dokładnością do 20%. W efekcie błąd maksymalny wyznaczonej wartości Sa dla takiego obserwatora wynosi 0,2 mag/arcsec2, co należy uznać za wartość zadowalającą.

Na wyznaczone wartości opisywanych parametrów komety duży wpływ mają również wielkości nie związane z obserwatorem, jak np. zmienne warunki pogodowe. Wszystkie wspomniane czynniki, zarówno indywidualne, jak również zewnętrzne, sprawiają, że opisywaną metodę należy traktować przede wszystkim jako metodę statystyczną, wymagającą, w miarę możliwości, brania pod uwagę wielu obserwacji wykonanych przez wielu obserwatorów, jednak w przypadku doświadczonego obserwatora, potrafiącego wykonać powtarzalne, wiarygodne obserwacje, oraz przy właściwym wyborze komety (mała jasność, niskie DC) wystarcza pojedyncza obserwacja w celu wyznaczenia jasności powierzchniowej nieba w danym miejscu i czasie.

Oczywiście metoda astronomiczna nadaje się jedynie do wyznaczania wielkości zanieczyszczenia świetlnego bezchmurnego nieba, czyli do określania astronomicznego zanieczyszczenia świetlnego.

Do analizy zjawiska zanieczyszczenia świetlnego metodą astronomiczną wykorzystano obserwacje komet wykonane przez polskich miłośników astronomii, zawarte w archiwum Sekcji Obserwatorów Komet (SOK) Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii (PTMA) z lat 1994-2004, jak również obserwacje z okresu 2005-2009 pochodzące z Centrum Obserwacji Komet (COK). Obserwacje te, przesyłane regularnie do Smithsonian Astrophysical Observatory (Cambridge, Massacusetts, USA), są archiwizowane w bazie danych kwartalnika The International Comet Quarterly (ICQ), jak również publikowane przez to wydawnictwo [81].

W latach 1994-2009 w podanych powyżej archiwach zarejestrowano łącznie 10428 obserwacji komet, przy czym średnio rocznie wykonywane były 652 obserwacje. Najobfitszy pod tym względem był 1996 r. (1907 obserwacji), najuboższe 1994 r. i 2009 r. (odpowiednio 92 i 155 obserwacji).

W związku ze specyfiką badanego zjawiska, do dalszej analizy wybrano obserwacje jedynie komet słabszych od 7 mag, a przede wszystkim takich, których rozkład jasności otoczki jest możliwie jak najbardziej płaski (stopień kondensacji DC wynoszący od 0 do 2). W celu uniknięcia efektów związanych z rozjaśnieniem horyzontu, jak również związanych ze świtem bądź zmierzchem, wybrano komety obserwowane wysoko nad horyzontem, w pobliżu lokalnej północy, w bezksiężycowe noce (z wyjątkiem analizy zależności jasności powierzchniowej nocnego nieba od fazy Księżyca). W latach 1994-2009 powyższe warunki spełniało 451 obserwacji, w związku z czym właśnie one zostały wybranie do dalszej analizy.

W przypadku gdy analizowano zmiany poziomu zanieczyszczenia świetlnego w określonym miejscu obserwacyjnym, czyli gdy wykorzystywano obserwacje wykonane przez jednego obserwatora, w celu uniknięcia efektów subiektywnych i przypadkowych wykorzystywano obserwacje wyłącznie takich komet, dla których dany obserwator wykonał w danym czasie przynajmniej 5 obserwacji, przy czym dwie skrajne odrzucano. Do analizy zagadnienia stanu zanieczyszczenia świetlnego w Polsce i jego zmian w latach 1994-2009 wybrano obserwacje komet zgodnie z podanymi wyżej zasadami. Należy podkreślić, że obserwacje te nie były dedykowane omawianemu zagadnieniu, toteż obserwatorzy z całą pewnością nie mogli się sugerować jakimkolwiek założonym celem. Kryteria wyboru komet, odpowiednich do analizy, pozwalały na wyznaczenie najwyższej stwierdzonej w danym miejscu wartości Sa, czyli najciemniejszego możliwego nieba.

W celach porównawczych wykorzystywano również bazę obserwacji komet, wykonanych w latach 1984-2009 w Niemczech oraz w latach 1995-2004 w Wielkiej Brytanii, zawierające łącznie ponad 20 tys. obserwacji.

Metoda instrumentalna

Pomiary wykonywano przede wszystkim za pomocą prostego w obsłudze miernika jakości nocnego nieba - Sky Quality Meter (SQM) - produkowanego przez kanadyjską firmę Unihedron. Jest to mikroprocesorowy przetwornik sygnału częstotliwościowego czujnika jasności TSL237, produkowanego przez Texas Advanced Optoelectronic Solutions Inc. Mikroprocesor miernika SQM został tak oprogramowany, że odczyt z czujnika jest przeliczany na powszechnie używane w ocenie jakości nocnego nieba jednostki jasności powierzchniowej magnitudo na sekundę łuku do kwadratu - mag/arcsec2.

Wysoka czułość i dokładność TSL237 w całym zakresie pracy pozwalają na wykorzystanie tego czujnika do pomiarów bardzo małych strumieni świetlnych. Ponieważ czułość spektralna czujnika jest maksymalna dla długości fali ~700 nm, a jego charakterystyka sięga od ~300 nm do ~1100 nm, a więc daleko w stronę podczerwieni, miernik SQM został zaopatrzony dodatkowo w filtr HOYA CM-500, w celu dodatkowego odcięcia podczerwonej części widma. Tak skompensowany czujnik posiada maksimum czułości dla długości fali ~540 nm, co w przybliżeniu odpowiada maksimum widzenia barwnego (fotopowego) - 555 nm - z lekkim przesunięciem w stronę maksimum widzenia w ciemności (skotopowego) - 507 nm. Maksimum to zgadza się natomiast idealnie z maksimum pasma V systemu Johnesa-Cousinsa, służącemu w astronomii do pomiarów fotometrycznych odpowiadających czułości ludzkiego oka.

Pełna krzywa czułości spektralnej miernika sięga od ~300 nm do ~740 nm, a czułość względna powyżej 10% mieści się w granicach 340 nm - 680 nm. Jest to dużo szersza charakterystyka od wszystkich trzech wyżej wspomnianych standardów, dlatego Laboratorium Fotometrii i Radiometrii Zanieczyszczenia Świetlnego (LPLAB) Instytutu Nauki i Techniki Zanieczyszczenia Świetlnego (ISTIL) w Thiene we Włoszech, gdzie miernik został wszechstronnie przebadany [14], rekomenduje, aby traktować czułość spektralną SQM jako jeszcze jeden z wielu używanych w astronomii standardów fotometrycznych.

Mierniki SQM produkowane są w czterech wersjach: SQM, SQM-L, SQM-LE i SQM-LU. W pomiarach wykorzystywane były głównie mierniki SQM-L (8 mierników), które w stosunku do wersji SQM (2 mierniki), zbadanej w LPLAB, różnią się, dzięki zastosowaniu prostego układu optycznego, węższym kątem zbierania światła, a zatem są przydatniejsze w mieście. Mierniki SQM posiadają kąt zbierania do 60° od osi przyrządu, natomiast dla SQM-L kąt ten wynosi zaledwie 20°, dlatego też te pierwsze były wykorzystywane na stanowiskach wiejskich (JER i ŁUC - objaśnienie niżej). Wykorzystywany jeszcze do pomiarów jeden miernik SQM-LE, nie różni się parametrami odczytu od SQM-L - jest on jedynie sterowany i sczytywany za pomocą komputera, poprzez złącze sieciowe. W dwu pierwszych odczyt jest wyzwalany ręcznie, za pomocą przycisku, i wyświetlany na ekranie cyfrowym.

Do pomiarów wykorzystywany był również luksometr wysokiej czułości Sonopan L-52. Luksometr ten posiada cztery zakresy czułości: 1-2000 lx, 0,1-200 lx, 0,01-20 lx i 0,001-2 lx. W pomiarach wykorzystywane były głównie dwa ostatnie zakresy.

W pomiarach miernikami SQM-L i SQM wykorzystywany był również filtr dielektryczny warstwowy IDA-LPS, tak zaprojektowany, aby był w stanie wycinać z widma obszary, w których znajdują się główne linie widmowe lamp wyładowczych powodujących zanieczyszczenie świetlne (lamp rtęciowych i sodowych). Transmitancja tego filtru została zmierzona w Zakładzie Fotoniki Uniwersytetu Jagiellońskiego i porównana z typowym widmem nocnego nieba w obszarze zanieczyszczonym świetlnie. Pierwszy obszar obniżonej transmitancji, z minimum w 434 nm, tłumi linię rtęci 435,8 nm. Obszar z minimum od 540 nm do 550 nm tłumi najsilniejszą linię rtęciową 546 nm. Kolejny obszar, od 580 nm do 595 nm, tłumi najsilniejszą linię sodową 589 nm. Zważywszy jednak na fakt, że w lampach sodowych wysokociśnieniowych linia ta, ze względu na efekt dopplerowski, jest bardzo poszerzona, ze skrzydłami rozciągającymi się od ~550 nm do prawie ~700 nm, filtr ten nie spełnia swej roli, zwłaszcza że w centrum linia ta jest reabsorbowana i w tym obszarze widma świeci słabiej. Ostatni obszar, z minimum w 622 nm, tłumi słabsze już dwie linie sodowe 615 nm i 616 nm. Tak więc filtr IDA-LPS nadawał się do separacji jedynie starszych źródeł światła (lamp rtęciowych starego typu i niskociśnieniowych lamp sodowych) i nie spełnił pokładanych w nim nadziei odseparowania naturalnego światła nocnego nieba od światła sztucznego.