Вплив на астрономічні спостереження

“Світлове забруднення” в основному зв'язано з поганою конструкцією ліхтарів, що розсіюють промені горизонтально і в небо. При цьому безглузда витрата електроенергії складає по всьому світі мільярди доларів на рік. Дуже чуттєва до штучної засвітки неба астрономія. Теза, що тепер всі астрономічні спостереження можна проводити з космосу, не витримує критики, оскільки не має змісту робити за великі гроші в космосі те, що можна значно дешевше зробити на Землі. Чотири десятиліття космічної астрономії показали, що з орбіти потрібно спостерігати лише те, що недоступно на Землі. Велику частину оптичних і радіо-спостережень з успіхом можна проводити з наземних обсерваторій, якщо не створювати їм перешкод у роботі.

Більшість спостережень, особливо в області позагалактичних досліджень і космології, тепер можна проводити лише в місцях, віддалених від великих міст на сотні кілометрів. Деякі старі обсерваторії дуже страждають від міської засвітки неба. Нові обсерваторії розташовують у віддалених місцях Світло від наземних джерел — серйозна перешкода для астрономічних спостережень.

Існують три природних джерела світіння нічного неба. Це — світіння атмосфери під дією сонячних корпускул, світіння міжпланетного пилу і світіння слабких зірок і нерозв'язних на окремі об'єкти чи телескопом оком галактик. В середніх широтах роль цих джерел у засвітці неба приблизно однакова. В північних широтах імовірність посилення світіння за рахунок полярного сяйва вище. При відсутності полярного сяйва світіння не залежить від широти.

Світіння міжпланетного пилу можна бачити по всьому небу, але найбільша яскравість його в площині екліптики. Це так називане зодіакальне світло. В південних районах він видний по вечорах, навесні на заході і восени на сході перед початком сумерків.

Сумарне світло зірок найбільше помітний у районі галактичного екватора — уздовж смуги Молочного Шляху. Тут яскравість світла далеких зірок приблизно в 10 разів сильніше, ніж у галактичних полюсів. До світла власне зірок потрібно додати світло пилових і газових туманностей, а також світло численних галактик, нероздільних навіть у самі великі телескопи.

Яскравість неба, як і слабких протяжних об'єктів, можна виражати в канделах на квадратний метр (кд/м2) чи в зоряних величинах на квадратну секунду. Перша величина застосовується в звичайних фотометричних розрахунках у тому числі в розрахунках витримки в астрофотографії, а друга використовується тільки в астрофізиці. Вона відповідає яскравості, якщо блиск зірки “розмазати” по площі в 1 квадратну секунду дуги. Наприклад, якщо блиск такої зірки дорівнює 10m, то це значить, що яскравість ділянки неба дорівнює 10m / кв. секунду.

Щоб яскравість, виражену в кд/м2. перевести в астрофізичну величину, можна скористатися формулою

m=12,4m — 2,5 lg B, (1)

де В — яскравість, виражена в кд/м2. Наприклад, яскравість туманності в 0,0005 кд/м2 дорівнює 20,6m /кв. секунди.

Серед наземних обсерваторій найбільш темне небо на обсерваторії Мауна Кеа на Гавайських островах. Обсерваторія розташована на висоті 4700 м. Там яскравість неба дорівнює 23m /кв.секунди (5,8*10-5 кд/м2). На більшості обсерваторій яскравість неба в 22,5m/кв. секунди (10-4 кд/м2) вважається чудовою. Яскравість рукавів галактики Андромеди М31, що ще виходять на звичайних фотографіях, дорівнює 22,8m /кв. секунди, чи 6,9*10-5 кд/м2. Якщо цю яскравість скласти з яскравістю неба, сумарна яскравість виявиться вище

Мc=10-4 + 6,9*10-5 = 16,9*10-5 кд/м2, чи 21,8m / кв. секунди.

Тому хоча яскравість рукавів всього 22,8m /кв. секунди, вона ще помітна на досить темному небі.

Перший у світі атлас штучної засвітки неба (повна назва - "Всесвітній атлас штучної яскравості нічного неба в зеніті на рівні моря") був складений італійськими й американськими вченими на основі супутникових даних. Дані, необхідні для складання цього атласу, були зібрані за допомогою супутникової системи, що збирає випромінювання в широкому діапазоні від 440 до 940 нанометрів і особливо чуттєвої до променів 500-650 нм. Саме в цьому діапазоні випромінюють головні "винуватці" засвітки неба: могутні ртутні (545 і 575 нм) і натрієві лампи (540-630 нм).

Отже, вся територія Землі розбита на наступні зони: чорну (<0,01),>27). Зазначені в дужках величини показують в скільки разів штучна яскравість неба перевершує природну.

Застосування фотографії широко розсунуло можливості спостережень,

однак швидко з'ясувалося, що вплив атмосфери їх обмежує. Розсіювання світла небесних і земних джерел підвищує яскравість нічного неба. Це фонове випромінювання заважає досліджувати туманності і слабкі галактики. Крім того, розсіювання на аерозолях знижує контраст зображення, і його слабкі деталі пропадають у розсіяних світло яскравих частин об'єкта, що спостерігається. І нарешті, ефекти перекручування хвильового фронту помітно знижують що дозволяє і проникаючу можливість телескопів (зображення на фотографії виявляється істотно великим і вплив фону неба підсилюється).

Поверхнева яскравість туманностей лише ненабагато перевершує його яскравість у безмісячну ніч. Особливо сильно падає контраст в умовах "світлового забруднення" - навіть незначної засвітки неба якими-небудь

 

Рис1. Карта світлового забруднення Європи.

сторонніми джерелами світла. Недарма такі об'єкти часто називають "deep-sky об'єктами" або "об'єктами глибоко чорного неба". Для більш успішного виявлення туманностей було б бажано підвищити їхній контраст із фоном неба, для чого прийдеться або збільшити поверхневу яскравість самого об'єкта, або знизити яскравість фону. Відносна яскравість неба може бути досить значно зменшена при спостереженнях із спеціальними світлофільтрами.

Щоб зрозуміти принцип, на якому заснована дія таких фільтрів, порівняємо спектри випромінювання нічного неба і газових туманностей. Спектр світіння нічного неба складається з досить слабкого безупинного випромінювання у всьому видимому діапазоні довжин хвиль і декількох яскравих спектральних ліній, що і вносять найбільший внесок у рівень світіння неба. Серед цих ліній можна виділити ті, котрі видні завжди, незалежно від місця спостереження і лінії від джерел штучного походження, випромінювання яких розсіюється атмосферою Землі. До першого можна в Р

іднести лінії іонізованих кисню і натрію. До іншого типу відносяться лінії ртуті, випромінювані ртутними лампами високого тиску, в основному використовуваними для висвітлення вулиць, а також натрієві лінії від застосовуваних останнім годиною для тихнув же цілей натрієвих ламп (мають яскраво виражений жовтий колір світіння). Випромінювання галактик розподілене приблизно однаково по всьому спектрі, оскільки воно складається зі світла, що випускається мільйонами зірок, що населяють галактики. Зовсім інший характер має випромінювання газових туманностей (дифузійних і планетарних). В силу того, що такі туманності найчастіше складаються з водню, гелію, кисню й азоту, основна частина випромінювання приходитися на спектральні лінії цих елементів. Ті ж саме відноситься і до спектра комет. Наближаючи до Сонця, ядро комети починає випаровуватися і за ним виростає газопилевий хвіст, значна частина випромінювання якого також випускається на визначених довжинах хвиль. Завдяки щасливому випадку основні (найбільш яскраві) емісійні лінії випромінювання в спектрах газових туманностей і комет лежати ледве осторонь від ліній випромінювання нічного неба і можуть бути досить успішно виділені спеціальними фільтрами. Правда, ці фільтри повинні мати порівняно вузьку смугу

 

 

Рис 2. Типові спектри випромінювання нічного неба в діапазоні довжин хвиль 400...700 нм при відсутності засвітки міськими вогнями (нижня крива) і при міській засвітці (верхня крива).

пропускання, щоб ефективніше відокремити корисний сигнал від фону. Такі

світлофільтри випускаються серійно фірмами ("LUMICON", "CELESTRON", "ORION" і ін.) і являють собою інтерференційні світлофільтри з діелектричними багатошаровими покриттями, що ефективно виділяють області спектра 480...500 нм і невелика ділянка поблизу 650 нм.

Найбільш прийнятним було б підібрати з існуючих кольорових стекол таке, котре мало б схожий вид кривої спектрального пропущення і зробити з нього звичайний абсорбційний світлофільтр. Для одержання помітного ефекту необхідно виділяти досить вузький спектральний діапазон спектра поблизу довжини хвилі 500 нм, де і зосереджені основні лінії випромінювання туманностей і комет. Найбільш оптимальним виявилося сполучення стекол СЗС22 (товщиною 4 мм), "зрізаючого" довгохвильову область спектра вище 550 нм і ЖС16 (товщиною 2 мм), не проникне випромінювання з довжиною хвилі коротше 460 нм. Графік інтегрального коефіцієнта пропущення отриманого фільтра представлень на верхньому малюнку. Як можна бачити, його смуга пропускання незначно відрізняється від аналогічної в "deep-sky" фільтра, маючи лише більш "положистий" хід. Для оцінки "фільтруючої" здатності було розраховане пропускна здатність такого фільтра для найбільше "шкідливих" ліній спектра світіння нічного неба, а також значення пропускання на довжинах хвиль, що попадають у діапазон 480...520 нм. Результати розрахунків приведені в таблицях. Тільки для ртутної лінії 546.1 нм маємо досить скромний виграш у 2 рази, тому з таким фільтром краще спостерігати подалі від міських ртутних ламп (мають явно виражений блакитнуватий колір світіння). Пробні спостереження показали, що цей світлофільтр малоефективний при використанні в місті, однак він відчутно підвищує контраст об'єктів при повній відсутності сторонньої засвітки за містом. Особливо це стосується комет і слабких планетарних туманностей. Перевагою зазначеного фільтра є нечутливість його до розташування в оптичній системі. Відомо, що інтерференційні фільтри задовільно працюють лише в пучках світла, близьких до рівнобіжних, так що їх приходитися розміщати або перед об'єктивом телескопа чи відразу ж після окуляра, що не завжди зручно. Скляний же фільтр може розташовуватися де завгодно.

Табл.1 Порівняльні характеристики пропущення фільтрів для ліній випромінювання в спектрах туманностей:

Довжина хвилі l (нм)

Пропущення інтерференційного фільтра Пропущення абсорбційного фільтра

486.1 87% 83%

496.9 86% 85%

500.7 91% 87%

656.3 77% -

 

Табл.2 Порівняльні характеристики залишкового пропущення фільтрами найбільш яскравих ліній випромінювання спектра нічного неба:

 

Довжина хвилі

l (нм) Приналежність

лінії Пропущення інтерференційного фільтра Пропущення абсорбційного фільтра

436 Hg - -

546 Hg - 50%

558 O2 - 19%

570 Na - 9%

579 Hg - 3%

583 Na - 3%

630 O2 19% -

636 O2 46% -