Не замечать проблемы светового загрязнения становится невозможным, потому что скоро нам некуда будет смотреть. Эффект городского освещения, также известный как световое загрязнение, может распространяться удивительно далеко.
Например, из Национального парка Долины Смерти огни Лас-Вегаса производят очевидное и навязчивое свечение, хотя город находится в 100 милях к юго-востоку. Лос-Анджелес, в 160 милях к юго-западу, производит тусклое, но широкое свечение через южный горизонт.
Астрономы обсерваторий, возможно, первыми заметили эту проблему. Уже в 1970 году астрономы прочесывали США в поисках подходящих мест наблюдений вдали от городских огней. Оставшиеся возможности были немногочисленны.
Сегодня астрономические обсерватории используют многомиллионное оборудование для измерения яркости неба, контрастности и угасания атмосферы.
Однако менее дорогостоящие инструменты доступны тем, кто заинтересован в мониторинге ресурса темного неба. Самыми простыми и наименее затратными методами мониторинга являются визуальные оценки с использованием человеческого глаза.
Наружное освещение имеет тенденцию рассеивать свет вверх, осветляя фон пространства. Это увеличение яркости неба уменьшает контраст между фоном и более слабыми звездами, пока они не становятся невидимыми для глаза.
Кроме того, вместе со звездами теряются рассеянные объекты в небе - туманности, галактики, кометы и река звезд в нашей галактике, называемая Млечным Путем.
Видимая потеря этих слабых и рассеянных астрономических объектов - вот что так беспокоит астрономов-любителей.
Астрономы-любители и наблюдатели за метеоритами годами делали визуальные оценки предельной величины. Предельная величина - это мера яркости самой слабой звезды, которую можно увидеть.
Особенности астрономической шкалы величин
Астрономическая шкала величин увеличивается со слабостью. Нулевая звездная величина представляет собой яркие звезды, такие как Вега, Антарес или Ригель, в то время как звездная величина 7 будет близка к слабому пределу.
В исключительных случаях звезды 8-й величины наблюдались невооруженным глазом. Число видимых звезд и разнообразие видимых астрономических объектов быстро уменьшается с уменьшением предельной величины.
Это не редкость для отдаленной области, окруженной быстрой урбанизацией, чтобы потерять более половины видимых звезд за десятилетие. Человеческий глаз - это несколько неточный инструмент.
Немногие люди имеют зрение 20/20 без коррекции, и глаз изменяется зависимости от светоотражающей способности и остроте зрения с возрастом. Существует также возможность смещения в центральном процессоре глаза - мозге. Однако то, чего не хватает глазу в точности, он восполняет в чувствительности и простоте использования.
Оптическое зрение (в оттенках серого), которое мы используем в ночное время, удивительно чувствительно, способно обнаружить всего лишь 200 фотонов в секунду, падающих на сетчатку и передающих сообщение в мозг. Палочковые клетки глаза в 1000 раз более чувствительны, чем колбочки, обнаруживающие цвет.
Оптическое зрение наиболее чувствительно к зеленым и синим, и наименее чувствительно к краснымтонам. Таким образом, использование красных фильтрованных фонарей для сохранения ночного видения.
Звездные величины, используемые в этом методе, измеряются в спектре «Johnson V», который близко соответствует оптическому зрению человеческого глаза и поэтому является подходящим аналогом для измерения яркости.
Методы измерения яркости ночного неба
Визуальная оценка предельной величины основана на подсчете звезд в 25 установленных пробных площадях. Каждая область содержит поле отображенных звезд с известными значениями яркости.
Наблюдатель сканирует поле с помощью отводимого зрения, пытаясь обнаружить последовательно более слабые звезды на карте. Самая слабая наблюдаемая звезда становится предельной величиной неба (LM).
Следуя процедурам темной адаптации и подсчета, можно достичь разумного соответствия между наблюдателями. Первоначально этот отсчет звезд ведется в Зените (прямо над головой). Подсчеты могут также проводиться в квадрантах неба и на различных угловых высотах над горизонтом. Процесс может занять всего 30 минут.
Наблюдатели использовали эту методику для создания карт яркости различных частей ночного неба или для проведения одиночных измерений в течение нескольких ночей, чтобы зафиксировать диапазон изменений, связанный с погодой, сезонными изменениями или атмосферным рассеянием.
Условия для проведения измерений
Наблюдения проводятся в безоблачные, безлунные ночи. Даже отдаленные облака или наземный туман искажают результаты, усиливая некоторые источники света и подавляя другие.
Влияние местной погоды на яркость неба само по себе является интересным исследованием, но таких условий следует избегать, чтобы составить базовый кадастр для отслеживания долгосрочных изменений.
Свет, рассеянный вверх, не является единственным фактором, влияющим на измерение LM. Загрязняющие вещества в атмосфере могут существенно увеличить угасание света при его прохождении через атмосферу. Взвешенные в воздухе частицы при отсутствии светового загрязнения могут существенно уменьшать видимость самых слабых звезд, даже если фон неба может казаться очень темным.
В этом случае видимость звезд и астрономических объектов теряется из-за рассеяния и поглощения света, а не из-за снижения контрастности. Загрязнение воздуха усугубляет рассеяние светового загрязнения, способствуя ухудшению видимости ночного неба.
Наконец, оба фактора зависят от влажности в атмосфере. Рост и размер аэрозольных частиц в атмосфере связан с влажностью. Поэтому ожидается, что более высокая влажность будет усугублять как рассеяние существующего светового загрязнения, так и поглощение звездного света. Условия большего рассеяния имеют тенденцию осветлять близлежащие источники света при одновременном затемнении удаленных источников света.
Следствием этого явления является то, что сухие высокогорные участки темного неба более восприимчивы к дальним источникам света. Нижняя атмосфера турбулентна, производя общий эффект мерцающих звезд.
Турбулентность рассеивает свет и уменьшает пленку. Эти драгоценные несколько фотонов будут отклонены от одной клетки сетчатки, и глаз не сможет обнаружить звезду, даже если ночь темна и небо чистое. Поэтому оценки LM будут включать меру атмосферной стабильности, когда, возможно, мы меньше заинтересованы в ее эффектах, чем в рассеянном свете или загрязнении воздуха.
Наблюдатели часто замечают, что звезды выглядят наиболее четкими и яркими в поздние часы перед рассветом. Эта тенденция в основном обусловлена атмосферной турбулентностью, которая оседает и уменьшается по мере того, как ночь прогрессирует и земля охлаждается.
Эта тенденция также может быть результатом снижения светового загрязнения, поскольку люди выключают фонари на крыльце, паркуют автомобили, а мероприятия подходят к концу.Как и в случае многих измерений природных ресурсов, большая часть проблемы может заключаться в разделении природных и человеческих компонентов.
