Valentini - L inquinamento luminoso ci ruba il cielo

L’inquinamento luminoso
ci ruba il cielo
G.Valentini – INAF Osservatorio Astronomico di
Teramo
Per poter osservare apprezzare il colore delle stelle più
luminose o distinguere un numero sufficiente di stelle per
riconoscere il profilo delle costellazioni, od ancora
scorgere con un telescopio i deboli oggetti diffusi come
nebulae e galassie, è necessario allontanarsi dalle luci
della città che rendono il cielo più luminoso degli oggetti
deboli ed in questa luminosità diffusa e lattescente essi
scompaiono alla vista.
Perché per vedere le stelle dobbiamo allontanarci dalla
città?
Ma che cosa è l'inquinamento luminoso e perché
avviene?
L’espressione “inquinamento luminoso”
dispersione verso l’alto della luce artificiale.
indica
la
La definizione di inquinamento luminoso è piuttosto
complessa, tanto che è stata nominata una commissione,
in ambiente astronomico internazionale, il cui compito è
dare una definizione universale di tale termine e dare le
indicazioni di base per la sua riduzione.
Iniziamo col dire che il cielo, anche il più buio, ha una sua
luminosità, che chiameremo naturale:
• Emissione intrinseca atmosfera superiore
• Luce delle stelle non risolte
• Luce zodiacale
• Luce dai corpi del sistema solare
Emissione intrinseca dell'atmosfera superiore: tutte le
particelle che compongono gli strati più alti dell'atmosfera
assorbono e riemettono la luce in determinate lunghezze
d'onda (righe di emissione) o in tutte le lunghezze d'onda
di una larga parte dello spettro elettromagnetico
(emissione continua).
Temperatura di emissione della Terra
E assorbita = E emissione
Costante solare S= 1367 Wm-2
Albedo terrestre medio a= 0.3
E assorbita = S(1-a) πR2T
E emissione= 4 πR2T σ T4
T =4√ [S(1-a)/4 σ]
=260 K = -13 °C
Luce di stelle non risolte: intorno a noi vi sono miliardi di stelle. Ad
occhio nudo, nel cielo più scuro ne scorgiamo appena tremila; con
un telescopio il loro numero aumenta rapidamente al crescere della
superficie di raccolta della luce e del potere risolutivo dello
strumento. Con l'occhio o con il telescopio vi sono sempre,
comunque, stelle non risolte che contribuiscono, seppur
debolmente, alla luce di fondo del cielo.
Magnitudine limite dell’occhio m=6  a 550nm sono 100 fotoni
Stelle che emettono almeno un fotone che arrivi al nostro occhio:
m1-m2 = -2.5 log (F1/F2)  m2 = 11
Luce zodiacale: nel sistema solare la materia che non fa parte del
Sole si trova tutta nel ed attorno al piano dell'orbita terrestre.
Questo piano interseca la sfera celeste lungo l'eclittica, cioè lungo il
cammino apparente del Sole tra le stelle. Allineati lungo l'eclittica si
trovano i pianeti che, avendo orbite poco inclinate rispetto al piano
di quella terrestre, si mantengono sempre all'interno di una fascia
che borda l'eclittica e prende il nome di zodiaco. Oltre che da pianeti
la materia è costituita da polvere che diffonde la luce solare e
contribuisce ad aumentare la luminosità del fondo, prendendo il
nome di luce zodiacale.
Luce proveniente da tutti i corpi del sistema solare e diffusa dalla
atmosfera terrestre. Durante il giorno il cielo è luminoso a causa
della diffusione della luce solare che giunge a noi anche durante
l'aurora ed il crepuscolo della sera, quando il Sole è sotto l'orizzonte.
L'atmosfera diffonde la luce della Luna ed il cielo notturno non è del
tutto scuro quando la Luna è alta in cielo ed estesa la porzione del
suo disco illuminata dal Sole e rivolta verso di noi. Un altro esempio
è dato dalle eclissi totali di Luna: il nostro satellite appare debole e
rossiccio in quanto illuminato dalla luce solare diffusa dall'atmosfera
terrestre.
Un semplice confronto tra le mappe della brillanza artificiale del
cielo ottenute nel 1971 da Bertiau, Treanor and De Graeve
(1973) con le analoghe mappe ottenute nel 1998 con lo stesso
metodo ma in base alle immagini da satellite, indica una crescita
media della brillanza artificiale sul territorio nazionale di un
fattore 7 nel periodo 1971-1998!
ASIAGO
L’atmosfera della Terra produce un alone di luce visibile
diffondendo la luce proveniente dalle aree urbane. Ogni
singola sorgente di luce in un’area buia può essere sorgente di
una maggiore brillanza del cielo locale. La luce viene diffusa in
cielo dalle molecole e aerosol (particelle solide e liquide)
presenti nell’aria.
Uno studio di Walker (Università della California) dimostra che
la relazione fra l’incremento della brillanza del cielo ΔI, la
popolazione della città P e la distanza dalla città in chilometri D
è del tipo:
ΔI = 0.01 P D-2.5
Per una città di 500000 abitanti ad una distanza di 60 Km da un sito
osservativo, la brillanza del cielo cresce del 18%.
Per una cittadina di 5000 abitanti a distanza di 16 Km la crescita
della brillanza è del 5%.
Il 40% dell’inquinamento luminoso proviene dalla illuminazione
stradale.
Forte dipendenza dalla distanza!!!!
1) Allontanarsi dalle fonti di luce
2) Utilizzo di un paraluce al telescopio
3) Migliore qualità dell’aria
4) Riflettività del suolo (terra-cemento-neve)
Visibilità delle stelle ad occhio nudo
>6.0
nero
5.75-6.0 grigio
5.5-5.75 blu
5.25-5.5 blu chiaro
5.0-5.25 azzurro
4.75-5.0 giallo
4.5-4.75 giallo-oro
4.25-4.5 arancio
4.0-4.25 arancio scuro
3.75-4.0 rosso
<3.75
violetto
X = crescita della brillanza
1.2 = crescita del 20%
Rapporto segnale-rumore
In due casi di livello di rumore!
A causa della natura quantistica della luce, il rilevamento dei fotoni
(con un dispositivo come il CCD) è sempre un processo casuale
dominato dalla statistica di Poisson: la distribuzione poissoniana
Distribuzione poissoniana : calcolo delle probabilità
Calcoliamo la probabilità che il risultato della partita Inter – Milan
sia 2-1. Dalle statistiche della Lega vediamo che il numero medio di
goal dell’Inter è 2.5 e quello del Milan 1.8. Determiniamo questa
probabilità:
P(Inter) = (2.52 e-2.5) / 2! = 0.257
P(Milan) = (1.81 e-1.8) / 1! = 0.298
P(Inter-Milan) = 0.257 * 0.298 = 0.077
Cioè è un risultato che ha il 7.7% di probabilità che possa avvenire.
L’Inter che perde ha probabilità -∞
Supponiamo, per semplicità, che il seeing sia talmente buono da far cadere la
nostra fonte di segnale (una stella) completamente all'interno di un pixel.
Il segnale complessivo accumulato dal pixel è di 900 conteggi: 400 di loro
provengono dal fondo cielo mentre 500 provengono dalla luce della stella.
La combinazione stella+cielo ha un rumore di √ 900 = 30 conteggi su quel pixel e
questo darebbe un SNR di 900/30 = 30.
Ma questo non è il modo corretto per valutare l'SNR.
Il segnale della nostra fonte è infatti di 500 conteggi, dunque una stima migliore
del SNR è 500/√900 = 16,7.
In realtà, il vero SNR è ancora più basso: poiché non abbiamo alcun modo di
sapere che il fondo cielo è esattamente di 400 conteggi (lo sfondo del cielo è a sua
volta influenzata dal rumore poissoniano!) dobbiamo aggiungere il contributo del
rumore dal cielo (√ 400 = 20) a quello della stella più il rumore del fondo cielo
ancora (√400+500 =30 ), allora si ha:
Ma cosa succede se cerchiamo di prendere le immagini della stella stessa sotto
un cielo luminoso urbano dove lo sfondo è, per esempio, 5000 conteggi invece di
400?
Ora la stella è appena visibile: infatti un valore tipico del SNR per una stella
rilevabile è ≥ 3, e siamo in grado di misurare la sua luminosità con una precisione
di ± 20% soltanto.
• Rumore di lettura (readout noise): è il numero di elettroni per
pixel introdotti nel segnale finale sulla lettura del CCD. Valori tipici nei
moderni CCD sono entro i 10 elettroni / pixel;
• Rumore termico (dark count): è il numero di elettroni termici generati al
secondo per pixel ad una temperatura specifica. I valori tipici sono pochi
elettroni o frazioni di elettroni al secondo nel caso CCD raffreddato;
• Rumore di fondo (background noise): non si tratta di un rumore strumentale, ma
è di grande importanza. L'inquinamento luminoso del fondo cielo, sia artificiale
che naturale, come la presenza della luna, contribuiscono al segnale di
fondo raccolto dal CCD, ma questi non si traducono in un aumento del segnale
dell'oggetto di nostro interesse.
Osservatorio Astronomico di Teramo
(1890)
Telescopio Nazionale Galileo
Paraluce nei piccoli telescopi
Cosa possiamo fare oltre che scappare?
Controllare l’inquinamento luminoso
aiuta anche la nostra salute!
L’inquinamento
luminoso
uccide
Nuoce gravemente
all’astronomia
Effetto sugli animali
Difficilmente ci si rende conto che una illuminazione
sovradimensionata e/o di pessima qualità rappresenta
un costo in termini economici, di produzioni di scarti e
di riscaldamento del pianeta.
Bisogna che non solo gli astronomi, biologi ecc ecc
mettano in allarme con una specifica educazione il
pubblico e i rappresentanti governativi, ma è
necessario trovare, con l’aiuto di professionisti di
illuminazione le soluzioni più adeguate.
Per questo sono nate in tutto il mondo commissioni
tecniche per lo studio del problema.
Può apparire fin troppo ovvio, ma il primo suggerimento
è quello di spegnere la luce quando non serve.
Orientare le lampade che illuminano gli esterni in modo
da colpire solo il bersaglio da illuminare e rendere
minima quella parte di radiazione luminosa che è emessa
sopra il piano dell'orizzonte.
Purtroppo, anche se una lampada è ben orientata, esiste sempre una
componente della luce emessa che comunque è riflessa verso l'alto
da parte dell'oggetto illuminato. Il manto stradale, per come è fatto,
riflette da solo il 10% della luce che riceve dall'impianto di
illuminazione e tale percentuale al momento non è riducibile a causa
della normativa che regolamenta l'asfaltatura e di strade asfaltate ce
ne sono tante.....
Usare lampade progettate in modo da non dirigere la
luce verso l'alto o sopra l'orizzonte
Usare proiettori solo in caso di necessità ed in ogni
caso con una inclinazione non < 60°
Usare, quando è possibile, proiettori asimmetrici
Usare lampade che non emettano nelle stesse bande
del cielo, contribuendo a un incremento della sua
luminosità. Utilizzo preferenziale di lampade al sodio
Tenere sotto controllo l'inquinamento atmosferico. Le
particelle che compongono l'atmosfera terrestre
diffondono tutta la luce che ricevono, per cui anche
l'inquinamento atmosferico ha un suo ruolo e
un'atmosfera tersa e pulita giova a ridurre
l'inquinamento luminoso.
La UNI 10819 affronta problematiche inerenti la
limitazione della dispersione verso il cielo della luce
artificiale, argomento oggetto di diversi interventi
legislativi a livello nazionale e regionale. Non si applica
agli impianti di gallerie e sottopassi, ad ambienti
paesaggistici soggetti a particolari prescrizioni locali.
Per la stesura di questa norma sono state prese come
riferimento:
• UNI 10439 strade con traffico motorizzato
• UNI 10671 apparecchi di illuminazione
• CIE 17/4/87 international vocabulary for lighting
• CIE 92-1982 guide to the lighting of urban areas
• CIE TC 4.21-97 guidelines for min. sky glow
• CIE TC 5.12-95 guide on the limitation of effects.
Lo scopo della UNI 10819 è quello di proteggere gli
osservatori astronomici professionali e non professionali,
vietando o limitando l'uso di illuminazione, in un'area di
25 km di raggio per i primi, e di 10 km per i secondi. Per
gli osservatori professionali, entro il raggio di un
chilometro, sono vietati fasci luminosi fissi o rotanti, che
diano qualsiasi emissione verso l'alto o che possano
essere riflessi verso il cielo. Pertanto l'esistente
apparecchio dovrà essere sostituito o schermato ed
essere orientato almeno 90 gradi dall'osservatorio.
La norma UNI 10819, inoltre, fissa:
- i criteri di valutazione degli impianti;
- le regole per le verifiche illuminotecniche;
- angoli di orientamento, schermature, inclinazioni, che il
costruttore deve rispettare;
Classificazione degli impianti
Tipo A: Impianti dove la sicurezza è a carattere prioritario, per esempio
illuminazione pubblica di strade, aree verdi, ecc.
Tipo B: Impianti sportivi, impianti di centri commerciali e ricreativi, impianti di
giardini.
Tipo C: Impianti di interesse ambientale.
Tipo D: Impianti pubblicitari.
Tipo E: Impianti a carattere temporaneo ornamentale (luci natalizie).
Classificazione delle zone di installazione
Zona 1: zona altamente protetta, ad illuminazione limitata (per esempio,
osservatori astronomici). Raggio dal centro di osservazione R= 5Km.
Zona 2: zona protetta intorno alla zona 1 o intorno ad osservatori a carattere
nazionale. Raggio dal centro di osservazione R=5/10/15Km in funzione
dell'importanza del centro.
Zona 3: territorio nazionale non classificato nelle zone 1 e 2.
Sulla base della distanza dai centri di osservazione ufficialmente riconosciuti, il
territorio comunale è classificato idealmente in una delle zone sopra indicate,
qualora lo stesso territorio fosse suddiviso in più parti dai cerchi di influenza, a
ciascuna parte deve essere assegnata la rispettiva zona di appartenenza o la zona
maggiormente protetta è estesa a tutto il territorio comunale.