A proposito di Simone Martina

Nel 1998 vinsi, quasi per sbaglio, un concorso per passare una settimana all’Osservatorio Astronomico di Pino Torinese (TO); per prepararmi all’esperienza il mio amico Andrea mi portò ad osservare con il suo acromatico 80/910. Quella nottata al freddo, con l’umidità che penetrava le ossa, mi ammalai: di astrofilia acutissima. Con l’acquisto del primo telescopio, notai subito molte cose che non mi piacevano, complice il fatto che i soldi erano sempre pochi, cominciai a smontare, modificare, adattare, sperimentare. Dal 114, passando per la Vixen Super Polaris, fino al C8: in tutti questi anni non sono ancora riuscito a trovare nulla che non potesse essere modificato.

Stimare l’inquinamento luminoso

L’inquinamento luminoso è un’alterazione dei livelli di luce naturalmente presenti nell’ambiente notturno. Questa alterazione, più o meno elevata a seconda delle località, provoca danni di diversa natura: ambientali, culturali ed economici. La definizione legislativa più utilizzata (vedi sotto) lo qualifica come “ogni irradiazione di luce diretta al di fuori delle aree a cui essa è funzionalmente dedicata, ed in particolare verso la volta celeste”.
Fonte: wikipedia

L’osservazione astronomica è limitata da alcuni fattori:

  • copertura nuvolosa
  • disturbo dato dalla luce della luna in fase avanzata
  • disturbo dato da fonti di illuminazione artificiale

Se per i primi due fattori non vi sia soluzione alternativa all’attesa (di una nottata serena e dell’assenza della luna), per il terzo problema l’unica soluzione è quella di evitare di illuminare il cielo. Negli ultimi anni si è diffuso un nuovo tipo di illuminazione, sia pubblica che privata, basata sulla tecnologia dei LED: sebbene queste soluzioni siano particolarmente convenienti a livello di consumo, questa caratteristica non implica un basso inquinamento luminoso.

Gli astri svaniscono

Durante una giornata serena l’unica stella visibile ad occhio nudo (sebbene in alcune condizioni si possano vedere anche la Luna e il pianeta Venere) è il nostro Sole, tutto il resto del cielo appare di una luminosa colorazione azzurra: perché? Perché il cielo non appare nero, come nelle fotografie delle missioni spaziali?

Il sole visto dalla ISS
Il sole visto dalla ISS – Fonte: NASA

Il cielo appare luminoso e azzurro per un effetto chiamato diffusione ottica (in inglese: scattering); in poche parole significa che la luce, attraversando i gas che compongono l’atmosfera terrestre, viene riflessa in modo caotico e subisce una variazione di frequenza tipica del gas attraversato. L’atmosfera terrestre, composta per quasi il 21% di ossigeno e per il 78% di azoto (e per l’1% di altri gas) conferisce al cielo la colorazione azzurra. Maggiore è il flusso di illuminazione e più evidente sarà l’effetto dello scattering: visto che il Sole è molto vicino alla Terra, la sua luce copre le deboli sorgenti luminose comunque sempre presenti, ossia le stelle, le galassie e gli altri oggetti astronomici.

Di notte però la Terra scherma la luce solare e il cielo riacquista la trasparenza necessaria a permetterci di vedere gli oggetti più deboli. Questa condizione è vera a due condizioni:

  • Che la Luna non sia visibile
  • Che non ci siano altre fonti di illuminazione

Quando la Luna è visibile di notte e, in particolar modo, durante le fasi più avanzate (ossia quando è vicino alla Luna piena) si ripresenta l’effetto dello scattering con il risultato di rendere invisibili gli oggetti più deboli.
Per capire il meccanismo si può fare un’analogia con il suono: se una persona parla a bassa voce in una stanza silenziosa posso comunque percepirne le parole, accedendo la radio a basso volume alcune parole potrebbero essere meno comprensibili, se poi cominciassi ad utilizzare un martello demolitore non riuscirei più a sentire la voce del mio interlocutore.

Il cielo notturno funziona allo stesso modo:

  • Una notte serena, priva della Luna e di altre fonti di inquinamento è come un prato silenzioso, posso percepire il frinire dei grilli, il fruscio delle foglie mosse dal vento e lo scorrere di un ruscello lontano
  • Una notte con la Luna piena o in presenza di un faro puntato verso il cielo (entrambe le fonti di illuminazione aumentano lo scattering) è come trovarsi in un ingorgo con tanto di ruspe e operai che lavorano

Il problema fisiologico

Nonostante il titolo non si tratta in realtà di un problema ma del comportamento dell’occhio: i fotografi sanno bene che quando si scatta bisogna sempre scegliere la luce giusta in quanto se un soggetto si trova controluce  si deve scegliere se “bruciare” lo sfondo o “perdere i dettagli” della persona ritratta. Questo perché la macchina fotografica è dotata di un diaframma statico che va impostato prima di scattare.
Sebbene esistano nuove tecniche fotografiche per aggirare il problema (HDR, flash, ecc), l’occhio umano è una macchina molto efficiente che compensa le differenze di luminosità in modo eccellente. In assenza di luci l’occhio umano apre al massimo il proprio diaframma, la pupilla, in modo da poter raccogliere più luce possibile: questo meccanismo però non è istantaneo, infatti l’occhio impiega mezz’ora ad adattarsi al buio.

Visto che i nostri antenati dovevano difendersi dai predatori e che la vista è lo strumento percettivo più evoluto nell’uomo, l’occhio cerca di adattarsi meglio che può alle scarse condizioni di illuminazione ma, allo stesso tempo, deve proteggersi dall’abbagliamento: se, dopo aver adattato l’occhio al buio, guardiamo una fonte di luce (un cellulare, la fiamma di un accendino, un lampione, i fari di un auto), la pupilla si richiude istantaneamente e l’adattamento è da rifare.

La notte non è più buia

Cosa succede in presenza di una fonte di illuminazione artificiale che emette tutta o una parte del flusso luminoso verso il cielo? Purtroppo il cielo disperde la luce (in maniera proporzionale all’umidità e al pulviscolo sospeso in aria) e il cielo non appare più scuro ma assume una colorazione verde o, nei casi peggiori, rossa. In tale condizione la pupilla non riesce a raggiungere la piena apertura e, in ogni caso, la luminosità intrinseca del cielo risulta così alta da coprire gli oggetti celesti più deboli (come le galassie o le nebulose).

Gli astrofotografi non hanno una situazione migliore: infatti, come la delicata melodia di un arpa viene coperta dal rumore del traffico nell’ora di punta, la luminosità del cielo, illuminato non più dal Sole o dalla Luna ma dagli impianti dell’uomo, copre la poca luce che ci arriva da lontani ammassi stellari o dalle nubi di idrogeno che popolano la Via Lattea (la nostra galassia).

Ma quanto è inquinato il cielo?

Quando si parla della qualità del cielo notturno spesso ci si trova di fronte a diverse opinioni, spesso discordanti, dettate dalla propria personale esperienza. Chi abita in grandi città è, purtroppo, abituato a vedere pochissime stelle (quelle più luminose) e può valutare in modo molto ottimistico un cielo di campagna poco inquinato; d’altro canto chi normalmente abita in montagna ed può godere di notti dalle stellate profonde, potrebbe emozionarsi solo di fronte a cieli eccezionali come quelli della Namibia o del Cile.

Per cercare di dare uno standard valutativo al cielo ci sono diverse soluzioni che implicano o meno l’ausilio di strumenti tecnologici, andiamo a vederne alcune.

Sky Quality Meter

Lo Sky Quality Meter (d’ora in poi SQM) è uno strumento elettronico che misura la luminosità del cielo, visualizzando un valore numerico. Il pregio di questo strumento è che la misurazioni sono comparabili e ripetibili; lo svantaggio è il costo dello strumento (un centinaio di euro) che spesso nel limita l’investimento ai soli appassionati.

Sky Quality Meter
Sky Quality Meter

I valori restituiti dall’SQM possono essere riassunti in:

22.0 Per convenzione è il valore medio misurabile in una notte senza Luna e in totale assenza di inquinamento luminoso.

21.0 Questo valore è tipico di una zona rurale non troppo distante da una cittadina di medie dimensioni. La luminosità del cielo è paragonabile alla zona della Via Lattea compresa tra le costellazioni del Cigno e del Perseo.

20.0 Valore tipico delle zone suburbane di città di grandi dimensioni: la Via Lattea è appena percepibile e comunque poco incisa nel cielo.

19.0 Questo valore corrisponde, grossolanamente, alla luminosità di un cielo sereno 50 minuti dopo il tramonto del Sole (su un orizzonte piatto). La Via Lattea può essere percepibile solo in parte e con estrema difficoltà.

18.0 Valore tipico delle nottate di Luna piena. La Via Lattea è totalmente invisibile.

17.0 Valore associato a forte inquinamento, come quello percepibile nelle grandi città (come New York, Città del Messico o Parigi).

13.0 Questo valore è misurabile allo zenith 20 minuti dopo il tramonto del Sole: le stelle sono appena percepibili mentre si possono vedere i pianeti più luminosi (Giove e Venere).

7.0 Valore allo Zenith all’alba o al tramonto del Sole.

Chiaramente un valore di SQM tendente a 22 è da preferirsi rispetto ad uno inferiore.

La tecnologia utile

La grande diffusione degli smartphone ha permesso lo sviluppo di applicazioni utili alla stima dell’inquinamento luminoso. Grazie all’app Loss of the night, disponibile sia per Android che per iOS, è possibile stimare l’inquinamento luminoso contando le stelle: l’applicazione suggerisce stelle di intensità sempre minore e chiede all’utente se riesce a scorgerle; ma mano che ci si avvicina al limite imposto dall’inquinamento le stelle di riferimento saranno sempre più difficili da vedere fino a rendersi invisibili.

Cosa fare dei dati?

Una volta misurata la qualità del cielo è possibile partecipare al progetto My Sky at Night, un sito internet che raccoglie le misurazioni effettuare tramite l’app Loss of the night. I risultati delle misure attualmente effettuate sono consultabili online al sito www.myskyatnight.com

L’Orsa Minore

Nel caso non si potesse utilizzare alcuno strumento per misurare lo stato del cielo, è comunque possibile fare una stima approssimativa utilizzando la costellazione dell’Orsa Minore.
L’Orsa Minore è una costellazione circumpolare e, per le latitudini italiane, è visibile durante tutte le notti dell’anno (non tramonta mai): la caratteristica interessante di questa costellazione è di essere formata da stelle la cui luminosità si avvicina, man mano, al limite umano.

Magnitudine

La magnitudine (da non confondersi con la magnitudo, ossia la scala di misurazione degli eventi sismici) è una scala logaritmica utilizzata per dare un valore standard alla luminosità degli oggetti celesti.
Tutto nasce da Ipparco di Nicea il quale divise la luminosità delle stelle in 5 valori partendo dal presupposto che le stelle più brillanti fossero 100 volte più luminose di quelle più deboli. La radice quinta di 100 equivale a 2.512, per cui una stella di prima magnitudine è 2.5 volte più luminosa di una di seconda, la quale è a sua volta 2.5 volte più luminosa di una di terza, ecc…
A partire da questa convenzione, le stelle di magnitudine 1 sono le più luminose mentre quelle di magnitudine 5 le più deboli.

Con l’evoluzione dell’astronomia ci si accorse che alcune stelle assumevano luminosità talmente elevate da assumere valori inferiori allo 0, per esempio la stella Sirio ha una magnitudine di –1.47 ed è la più luminosa di tutto il cielo visibile dalla Terra.
Il pianeta Venere, in determinate condizioni di illuminazione e vicinanza con la Terra, arriva fino alla magnitudine –4.89, la Luna piena a 12.7 e il sole a -26.7.
Le stelle più deboli visibili ad occhio nudo, in condizioni di assenza di inquinamento luminoso e della Luna, arrivano alla magnitudine 6.5.

Alla ricerca dell’Orsa

Per trovare l’Orsa Minore è possibile avvalersi dell’aiuto di un gruppo di stelle molto noto: il Grande Carro. Il Grande Carro non è una costellazione ma semplicemente un’asterisma, ossia un gruppo di stelle appartenente ad una costellazione più grande, in questo caso l’Orsa Maggiore. Anche il Grande Carro è circumpolare ed è facilmente localizzabile essendo composto da sette stelle molto luminose: una volta individuato, utilizzate le ultime due stelle del quadrato congiungendole per circa sette volte dalla parte del manico fino a localizzare la Stella polare.

L'orsa maggiore
L’orsa maggiore

Contiamo le stelle dell’orsa

Anche l’Orsa Minore ha un asterisma centrale che viene chiamato Piccolo Carro, questo gruppo di sette stelle ricorda vagamente il Grande Carro ma, in questo caso, il timone ha una curvatura contraria. La Stella Polare è localizzata all’inizio del timone del Piccolo Carro e la sua magnitudine è poco superiore a 2.

L'orsa minore
L’orsa minore

Come si può vedere dalla mappa soprastante (dove sono state segnate le luminosità delle stelle del Piccolo Carro) la stella più debole dell’asterisma arriva quasi a magnitudine 5; se si riescono a vedere tutte le stelle allora si è in presenza di un cielo poco o per nulla inquinato, man mano che le stelle dell’Orsa Minore diventano invisibili allora potrete stimare l’inquinamento del vostro cielo.

Che fare?

Una volta che abbiamo stimato la bontà del cielo sopra la nostra testa cosa possiamo fare?
Sembra una domanda retorica ma l’inquinamento luminoso, come molte altre forme di inquinamento, dipende solo dal nostro intervento nei confronti della natura – in questo caso, del cielo. Sebbene esistano letture più dettagliate in merito a come combattere l’inquinamento luminoso, vogliamo riassumere alcuni punti che restano sempre validi:

  • In nessun modo puntare fonti di illuminazione verso l’alto
  • In presenza di fari orientati parallelamente al terreno, si schermino le luci con appositi riflettori in modo da non permettere l’emissione verso il cielo
  • Si spengano le luci di insegne ed elementi architettonici quando nessuno ne usufruisce (alle 3 del mattino chi cerca un negozio chiuso?)
  • In luogo di luci accese tutta la notte, si scelgano lampade dotate di sensori di movimento

Approfondiremo le tecniche di intervento in altri articoli, se avete domande scriveteci a info@gaeeb.org

Il campionamento – scegliere l’ottica adatta

Purtroppo quando riprendiamo il cielo notturno non siamo nello spazio ma sotto una spesso prisma di 85km: la nostra atmosfera. Come una pentola piena d’acqua, quando l’atmosfera è calma la luce riesce a attraversarla senza grossi mutamenti ma in presenza di venti e turbolenza il discorso cambia: maggiore sarà il moto dell’aria (soprattutto i jet stream di alta quota) e maggiormente la luce che proviene dallo spazio subirà delle variazioni.
Ma queste variazioni come si manifestano? Fatta eccezione per le stelle più vicini (Alpha Centauri, la Stella di Barnard, Wolf 359, ecc) tutte le stelle appaiono agli strumenti terrestri come sorgenti di luce puntiformi: il punto, inteso come spazio geometrico, è adimensionale, quindi una sorgente luminosa puntiforme apparirà sul nostro sensore come una campana gaussiana il cui centro ha l’intensità maggiore che decresce lungo la periferia. In condizioni di turbolenza (seeing) moderata le gaussiane delle nostre stelle saranno nette e con una base molto ridotta; al contrario con seeing pessimo la base si allargherà e l’informazione si distribuirà su una superficie maggiore.

Per ottenere immagini astronomiche di buona qualità dobbiamo partire da un dato molto pulito; la pulizia (Q) del dato è data dal rapporto segnale(S)/rumore(N):

Q={S \over N }

Il rumore dell’immagine è dato dalla somma di tutte le componenti di disturbo: rumore termico del sensore, rumore di lettura del sensore, polveri e altri elementi assorbenti lungo il cammino ottico. Il segnale invece è legato solo al tempo di esposizione: maggiore sarà l’esposizione e maggiore sarà il numero di fotoni raccolti.
Purtroppo non c’è modo di discriminare il segnale degli oggetti astronomici dalle fonti di inquinamento luminoso che vengono rifratte dal pulviscolo o dall’umidità atmosferica, quindi l’unico modo per avere un segnale elevato è di raccoglierlo in luoghi privi di questi due inquinanti, ossia riprendendo sotto cieli limpidi e poco inquinati.
Il rumore del rivelatore invece andrà mitigato attraverso l’acquisizione di frame di calibrazione (i dark e i bias), mentre i difetti lungo il cammino ottico andranno corretti attraverso i flat.

Al netto di tutti questi accorgimenti rimane sempre un ostacolo: il seeing. Mediamente in Italia il seeing si attesta intorno ai 4″arc, valore che può migliorare quando ci si allontana dalle montagne o da fonti di calore. Ma una volta trovato un luogo in cui il cielo è fermo cosa possiamo fare? Bisogna scegliere l’accoppiata sensoretelescopio che ci permetta di sfruttare al meglio il campionamento del nostro sistema di ripresa.
Il teorema di Nyquist ci dice che il rivelatore deve avere una risoluzione tale da poter raccogliere la quantità più piccola di informazione almeno su due pixel; per questo, in presenza di seeing di 4″arc dovremo campionare su 2″arc.

Campionamento

Poiché spesso l’osservatore possiede già un sensore, la variabile rimane la scelta dell’ottica. Per quanto riguarda i CCD i produttori specificano sempre le dimensioni dei photosite, mentre per le macchine fotografica ci possiamo affidare alle indicazioni dei database online. Una volta raccolte tutte le informazioni, è possibile utilizzare la seguente formula per calcolare la focale ideale:

F ={ {p_{x}*206265}\over{seeing \over 2}}

Dove:

  • px è la dimensione del photosite espressa i mm
  • il seeing è presso in secondi d’arco

Se prendiamo ad esempio una DSLR Canon EOS 7-D II (dotata di photosite da 4µm) con un seeing medio da 4″, la focale ottimale sarà: 412mm

Cosa  succede se non rispettiamo questi valori?

Sottocampionamento

Se scegliamo una focale più corta di quella consigliata per il nostro sensore le più piccole potrebbero cadere su un singolo photosite e quindi appariranno nell’immagine finale come dei puntini di un singolo pixel: oltre ad essere antiestetico, due stelle che cascano i due pixel adiacenti appariranno come un’indistinguibile linea di 2×1 pixel.

Sovracampionamento

Viceversa, se usiamo un sensore con photosite troppo piccoli o un telescopio con focale troppo lunga, tutte le stelle occuperanno molti photosite e quindi l’informazione sarà sparsa su una superficie maggiore. Il problema è che i singoli photosite si scalderanno durante la ripresa e il rapporto S/N tenderà ad essere più basso; questo comportamento si traduce in un contrasto minore dell’immagine che può degenerare fino all’assorbimento del segnale dal parte del rumore (Q=1).

Il mosso nelle riprese con stativo

A causa della rotazione terrestre, le riprese effettuate con un semplice cavalletto fotografico ed una macchina digitale mostreranno gli oggetti celesti mossi (le strisciate) con l’aumentare del tempo di posa.
Per ridurre questo effetto è possibile limitare il tempo di posa ad un valore massimo in funzione di:

  • lunghezza focale dell’obiettivo espressa in millimetri (F)
  • declinazione dell’oggetto da riprendere espressa in gradi (D)
  • dimensione dei photosite della camera espressa in millimetri (px)

Otterremo quindi un tempo massimo di esposizione espresso in secondi secondo la formula:

T={{p_{x}*1.5} \over {F*{2\pi \over 86400}*\cos(D)}}

Le dimensioni dei photosite che compongono il sensore della camera sono reperibili presso il costruttore o sui database online come questo.

Facciamo un esempio, voglio calcolare il tempo massimo di esposizione per una Pentax K-3D II dotata di photosite da 3.88µm (0.00388mm) con un obiettivo da 17mm puntato su un’altezza di 45° di declinazione, la mia formula quindi assumerà questo aspetto:

T={{0.00388*1.5} \over {17*{2\pi \over 86400}*\cos(45)}}

T=6.65

N.B.: 1.5 pixel rappresenta un mosso veramente piccolo da tenere in considerazione in caso si volesse stampare la foto a piena risoluzione; nel caso la foto debba poi essere ulteriormente ridotta (per esempio per pubblicarla online) tale valore può assumere valori più alti, come per esempio 4 o anche 10 pixel.

M11

M11

M11 è un ammasso aperto visibile nella costellazione dello Scudo, posta tra la costellazione dell’Aquila e quella del Sagittario. Fu scoperto nel 1681 da Gottfired Kirch, un astronomo tedesco, e incluso da Messier nel proprio catalogo nel 1764.

Viene anche chiamato Ammasso delle Oche Selvatiche: questo nome è dovuto all’ammiraglio William Henry Smyth, un astronomo britannico che fondò nel 1825 un osservatorio privato a Bedford equipaggiandolo con un rifrattore da 150mm. L’ammiraglio battezzò M11 con questo nomignolo in quanto gli ricordava uno stormo di oche durante le migrazioni.

Composto da più di 2900 stelle, di cui 400 di magnitudine superiore alla 14, dista 6000 anni luce dalla terra e ha un’età di 250 milioni di anni.

Scutum

M11 è facilmente individuabile attraverso il cercatore, apperando come una macchina lattiginosa mentre al telescopio è risolvibile in stelle. Essendo la costellazione dello Scudo povera di stelle appariscenti è consigliabile individuare dapprima la zona partendo da Altair per poi spostarsi su ð (delta) aquilae, da qui si scende a gamma aquilae e a 12 aquilae. Spostandosi in ascensione retta si raggiunge Eta Scuti; M11 si pone al vertice di un triangolo isoscele i cui due vertici sono Eta Scuti e Beta Scuti.

L’immagine dell’ammasso, ripresa il 27 agosto 2014 da Simone Martina, è stata realizzata con la tecnica LRGB attraverso un Vixen ED102SS dotato di CCD SBIG ST-8XME su montatura equatoriale EQ-G. Si tratta di una somma di 41 immagini secondo la seguente tabella:

  • 7 pose con filtro Rosso BIN 1×1 da 135″
  • 7 pose con filtro Verde BIN 1×1 da 178″
  • 7 pose con filtro Blu BIN 1×1 da 180″
  • 20 pose con filtro UV-IR Cut BIN 1×1 da 180″

I singoli frame, dopo essere stati calibrati con gli opportuni bias, dark e flat, sono stati posti i stacking con algoritmo SD-mark. In seguito, tramite Maxim DL, è stato rimosso il blooming, applicato uno strech max log, un digital development con matrice custom 3×3 di tutti 0 e un 1 nell’elemento centrale, il filtro Kernel low pass e una desaturazione dei colori tramite Camera Raw di Adobe Photoshop CS5.

Poiché l’oggetto è localizzato prospetticamente in mezzo alla Via Lattea, è circondato da altri oggetti tipici della zona, tra cui 3 nebulose oscure dal catalogo di Barnard: B112, B111, B320.

Barnard intorno a M11

Norme di comportamento durante le osservazioni

L’adesione all’iniziativa implica che i partecipanti abbiamo letto, compreso e accettato le seguenti indicazioni:

  1. Durante tutta l’osservazione è vietato l’uso di luci di colore diverso dal rosso. Si specifica quindi che:
    1. È vietato accendere schermi di cellulari, tablet e portatili
    2. È vietato utilizzare accendini
    3. È consentito esclusivamente l’utilizzo di luci rosse non abbaglianti
  2. È vietato l’uso di laser di qualsiasi colore.
  3. È vietato puntare sorgenti luminose negli occhi o verso superfici che possano rifletterne, anche in parte, la luce.
  4. È vietato correre per evitare danni alle attrezzature e alle persone.
  5. I telescopi sono strumenti scientifici molto delicati, per questo è vietato:
    1. Appoggiarsi al telescopio
    2. Toccare il sostengo del telescopio
    3. Toccare le lenti o gli specchi del telescopio
  6. L’accesso all’osservazione è consentito a bambini e animali esclusivamente sotto la totale responsabilità e supervisione di un adulto.
  7. Si chiede quindi di mantenere un tono di voce contenuto e di osservare il silenzio durante le spiegazioni degli esperti. Spostarsi al buio può essere piuttosto rischioso, nel caso non siate dotati di apposita luce rossa chiedete aiuto a chi la possiede.
  8. È necessario dotarsi di abbigliamento e calzature adeguate.

Durante l’osservazione è, in ogni caso, necessario rispettare tutte le indicazioni degli organizzatori e prestare attenzione ai propri movimenti e quelli dei propri bambini e animali.

Il Gruppo Astrofili E. E. Barnard non si assume alcuna responsabilità per danni a cose o persone derivanti dal mancato rispetto delle suddette norme di comportamento.