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Inquinamento Luminoso


Inquinamento Luminoso - Spettri delle lampade



L'inquinamento Luminoso all'Osservatorio di Campo dei Fiori

Se la fotometria del fondo cielo è certamente il metodo più preciso e più rapido per determinare quanto buio è un sito di osservazione, la spettrometria fornisce utilissime informazioni complementari sulla distribuzione spettrale e sulla relativa intensità delle sorgenti naturali e artificiali di luminosità del cielo.
In questa pagina facciamo per la prima volta il punto sulla situazione dell'inquinamento luminoso anche a Campo dei Fiori, sia pure in maniera preliminare. La figura 1 mostra uno spettro del fondo cielo registrato a 45 gradi di altezza in direzione Sud-Est dall'Osservatorio di Campo dei Fiori e mostra i principali contributi all'inquinamento del nostro sito di osservazione.


Figura 1: Spettro del fondo cielo registrato con risoluzione di 5 Å e sommando due pose da 10 minuti ciascuna. I dark sono stati ottenuti sommando 3 pose da 10 minuti ciascuna. La scala di sinistra mostra il numero di conteggi registrati dal CCD e normalizzati per secondo quadrato di cielo. Il profilo in blu mostra l'assorbimento di un filtro V. Come si vede, molte delle emissioni più intense cadono proprio all'interno di questo intervallo spettrale. Lo spettro è stato registrato il 20 Feb 2003 tra le 20 e le 22.30 TU con densa foschia che copriva in parte la pianura. Il telescopio (60 cm F/20) è stato puntato senza moto orario a 45 gradi di altezza verso SE (in direzione di Milano) e lontano dalla Via Lattea, nella costellazione del Leone. Umidità 45 %, temperatura -2 gradi.

La postazione di Campo dei Fiori è particolarmente interessante per un monitoraggio della distribuzione spettrale dell'inquinamento luminoso poiché si trova a 1226 metri su un balcone prealpino affacciato sulla pianura padana con in linea di vista l'area metropolitana di Milano e l'aeroporto di Malpensa (vedi Figura 2). Con l'ausilio della spettrometria si potrà documentare negli anni l'evoluzione dei tipi di sorgenti illuminanti al cambiare della tecnologia e in risposta alla legislazione che è ormai in vigore in Lombardia (legge 17/2000).
Difficile fare analogo monitoraggio per quanto riguarda la magnitudine del fondo cielo, poiché estremamente variabile in funzione delle inversioni termiche e conseguenti nebbie e dense foschie sulla pianura che mascherano più o meno la luce ivi prodotta (regalandoci le notti migliori). Comunque, integrando i conteggi tra 4000 e 7000 Å dello spettro in figura e confrontandolo con i conteggi ottenuti su una stella campione (Procione Mv=0.37) situata alla stessa altezza sull'orizzonte si puo' calcolare la differenza in magnitudine con la formula DM=2.5xLog(Conteggi Procione/Conteggi Cielo) in cui il logaritmo è preso in base 10. Sommando la magnitudine di Procione si ottiene una stima della magnitudine del fondo cielo. In questo modo abbiamo ottenuto una magnitudine di 19.8 per ogni secondo quadrato di cielo. Il risultato è un po' peggiore se si considera solo la banda V entro cui abbiamo ottenuto un valore di 19.4 per secondo2. Questi valori valgono a 45 gradi, mentre allo zenith uno spettro ristretto alla sola regione 4500-5800 Å ci ha mostrato che le cose vanno circa una magnitudine meglio (dunque attorno alla magnitudine 20.5). Va ricordato che i risultati sopra esposti si riferiscono ad una serata invernale molto buona poichè una densa foschia copriva buona parte della pianura oltre i 15 Km dall'Osservatorio (e quindi tutta Milano). Questi valori vanno confrontati con quelli naturali del fondo cielo che sono tipicamente attorno alla magnitudine 22.
I contributi artificiali alla luminosità del fondo cielo, secondo lo spettro da noi ottenuto, sono soprattutto dovuti alle lampade a mercurio (spiccano le due righe più luminose blu e verde) e a quelle al sodio ad alta pressione che conta diverse piccole righe ma soprattutto un continuo (indicato con Na HP nella figura) tra 5200 e 6200 Å debole ma esteso e che quindi dà un importante contributo alla luminosità complessiva.


Figura 2: Aspetto della pianura padana vista dal Monte Campo dei Fiori durante una notte limpida per vento da Nord (foto Andrea Aletti).

Lo spettro della figura 1 mostra una sola riga dovuta all'emissione dell'atmosfera a 5577 Å. Questa riga è dovuta alla ricombinazione di tre atomi di ossigeno che formano una molecola di O2 e un atomo di ossigeno eccitato che decade emettendo la tipica radiazione a 5577 Å. Questa reazione avviene soprattutto attorno a 90 Km di quota ed è causata dalla scomposizione dell'ossigeno dovuta alla radiazione ultravioletta solare. L'ossigeno puo' produrre anche un secondo gruppo di righe nella zona rossa dello spettro a 6300 e 6364 Å che possono essere prodotte solo verso i 300 Km di quota (che è anche il limite superiore per l'emissione della riga verde a 5577). Il meccanismo di emissione in questo caso segue alla creazione di una molecola di ossigeno ionizzata che viene colpita da un elettrone libero con formazione di due atomi di ossigeno su stati eccitati. Il decadimento di questi ultimi provoca l'emissione delle righe rosse (e verde).
Nella parte rossa e infrarossa dello spettro del cielo notturno compaiono anche bande dovute all'ossidrile OH (bande di Meinel). La reazione di formazione dell'ossidrile eccitato richiede la presenza di Ozono e idrogeno: H+O3 --> OH* + O2*, dove l'astrisco denota le specie eccitate.
L'idrogeno viene poi riformato dalla reazione OH+O --> H+O2. Comunque non compaiono nello spettro della figura 1 probabilmente perchè troppo deboli (o perchè c'è poco Ozono?). Infine segnaliamo il sito di P. Cinzano, ricercatore presso l'Osservatorio di Padova, dove si puo' trovare un vastissimo repertorio di informazioni sull'argomento.


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