S PREMINJANJE SIJA NOČNEGA NEBA V OBDOBJU 2005–2013

Snemanje z vsenebno kamero se je, kot smo že omenili, pričelo avgusta 2004. Prva različica sistema je bila torej v uporabi od avgusta 2004 do 25. maja 2006, nato so sledile še spremembe v septembru 2009, oktobru 2012 in januarju 2013. Iz obdobja od julija 2005 do decembra 2013, torej za zadnjih 8 let, imamo po odčitavanju vrednosti najnižjega sija neba v določeni noči za analizo na izbiro 631 odčitkov sija neba v magnitudah na kvadratno ločno sekundo.

Na spodnjem grafu (graf št. 9) je lepo vidnih pet množic točk, ki so nastale na podlagi snemanj s petimi različnimi sistemi postavitve vsenebne kamere.

Graf 9: Sij neba v odvisnosti od časa za obdobje 2005–2013 (posnetki vsenebne kamere, vidnih je 5 različnih uporabljenih opazovalnih sistemov, glej tekst).

Pred analizo in primerjavo podatkov je bilo potrebno preprečiti tudi vpliv menjav oz.

spreminjanja opreme za snemanje na končne podatke. Pri vzdrževanju ali zamenjavi določenih komponent lahko pride do manjših sprememb kalibracijskih faktorjev, zato bi morali po vsaki večji spremembi vsenebno kamero ponovno umeriti in določiti nove umeritvene konstante. Zaradi tega se na primer spremenijo:

- preračun velikosti točke v ločne sekunde, če se spremeni goriščna razdalja sistema, - vrednost zbranega svetlobnega toka referenčne zvezde, če se poveča odbojnost

glavnega zrcala pri ponovni aluminizaciji …

18,50 19,00 19,50 20,00 20,50 21,00 21,50 22,00 Sij neba [magnitude na kvadratno ločno sekundo]

Datum

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 30 -

Po vsaki spremembi na opremi moramo umeritev ponoviti. Ker je pri meritvi na posamezno noč pomemben tudi vpliv časovno spremenljivega vpijanja svetlobe v Zemljini atmosferi, moramo pred umeritvijo opraviti dovolj dolgo serijo meritev, ki po možnosti traja več noči, tako da se vpliv vpijanja svetlobe v atmosferi izpovpreči. (Dintinjana, B., 2001, 2013)

Metoda kalibracije, s katero smo poskusili spraviti meritve na »skupni imenovalec«, je primerjalna, diferencialna fotometrija, pri kateri vnaprej ne poznamo umeritvene konstante v enačbi, ki povezuje število izmerjenih ADU enot na CCD-ju in magnitudo. Meritev zato izvedemo v dveh korakih:

- Najprej z meritvijo dobljenega sija svetlih zvezd, magnitudo katerih poznamo, izmerimo pretvorni faktor (a) in absorbcijski koeficient (k) v atmosferi kot funkcijo višine nad obzorjem. Tako ima zveza med magnitudo svetle zvezde (V), merjeno zunaj atmosfere, in njenimi izmerjenimi ADU enotami na CCD-ju obliko:

Z T [ T \ · ] Z D2,5 · GHI_$-8?.

Člen X je enak _^^$ , kjer je h znana višina zvezde nad obzorjem, konstanti a in k pa določimo z umeritvijo. Členu X pogosto pravimo tudi zračna masa. V smeri navpično navzgor ima vrednost 1, nato pa z manjšanjem h za poševne žarke raste, kot se daljša tudi njihova pot skozi atmosfero.

- Isto enačbo sedaj uporabimo v obratni smeri in iz izmerjenih ADU enot neba izračunamo njegov sij v magnitudah na kvadratno ločno sekundo.

Geometrijsko popačenje kamere in kotno velikost točke detektorja CCD izmerimo s primerjavo znanih položajev zvezd na nebu z njihovim položajem na detektorju.

(Dintinjana, B., 2001, 2013)

Kalibracija je bila za dva seta meritev narejena s pomočjo astronomov z AGO po naslednjem postopku:

- s programom XEphem (računalniški planetarij) narišemo položaje zvezd na isti način kot na ustrezni vsenebni sliki (za prepoznavanje svetlih zvezd),

- s pomočjo programskega sistema Iraf izmerimo instrumentalne magnitude nekaterih svetlih zvezd na posnetku vsenebne kamere (instrumentalna magnituda je kar vrednost člena D2,5 · log_$-8ADU? v zgornji enačbi),

- iz XEphema prepišemo velikost zračne mase X za te zvezde,

- v astronomski bazi podatkov Simbad poiščemo standardno V magnitudo (kot bi jo

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 31 - izmerili zunaj Zemljine atmosfere) za te zvezde,

- sledi uvoz vrednosti v preglednico (ime zvezde, vrednost izmerjene magnitude zvezde, vrednost magnitude za to zvezdo iz V kataloga, velikost zračne mase X),

- od vrednosti V magnitud zvezd iz kataloga odštejemo vrednosti izmerjenih instrumentalnih magnitud zvezd,

- narišemo graf razlike magnitud v odvisnosti od zračne mase in z grafa odčitamo koeficient ekstinkcije (k), ki je v prikazanem primeru 0,33 (graf št. 10),

- iz izmerjene Z D10,86 pri zračni masi ] 1,397 dobimo tako ob upoštevanju, da ima Severnica magnitude Z 2,00 , vrednost umeritvene konstante a:

[ ZD Z D \ · ] D10,86 D 2,00 D 0,33 · 1,397 D13,32 magnitude,

- v okolici zvezde Severnice izberemo 3 zvezde, iz programa Xephem pa prepišemo njihove koordinate (višino nad obzorjem h in azimut A); za izračun sija neba v magnitudah na kvadratno ločno sekundo je namreč potrebna še velikost ene točke v ločnih sekundah, saj lahko geometrijska popačenja vsenebne kamere precej popačijo velikost točke v okolici Severnice, v bližini katere smo merili sij neba,

- z ukazom »imexamine« v programu Iraf izmerimo koordinate (x, y) položajev svetlih zvezd na detektorju CCD,

- naredimo preglednico ter določimo umeritev za vrstice (graf y-vrednosti v odvisnosti od višine) in za stolpce (graf x-vrednosti v odvisnosti od azimuta) ter tako določimo velikost točke v kvadratnih ločnih sekundah,

- tako končno izmerjeno magnitudo sija neba na enoto točke detektorja lahko pretvorimo v magnitudo na kvadratno ločno sekundo. (Dintinjana, B., 2001, 2013; Astronomska baza …, 2013)

Graf 10: Razlika vrednosti izmerjenih magnitud zvezd od vrednosti magnitud za te zvezde iz V kataloga v odvisnosti od zračne mase (kalibracija).

y = -0,3299x - 13,32

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 32 -

Na ta način smo določili vse instrumentalne konstante oz. smo naredili kalibracijo instrumenta, ki jo potrebujemo za izračun sija neba. Na naslednjih slikah pa merimo le še vrednost neba v okolici Severnice. (Dintinjana, B., 2001, 2013)

Izkazalo se je, da je tudi po uporabi s kalibracijami pridobljenih konstant spreminjanje sija neba še vedno posledica spreminjanja sistema postavitve vsenebne kamere, saj je bil na grafu še vedno očiten premik med najmanj dvema setoma meritev, zato smo se ponovno obrnili na AGO.

Astronomi z AGO so nam po pregledu dnevnikov observatorija sporočili, da je bila vsenebna kamera razvita za »online« ovrednotenje kvalitete meritev z velikimi teleskopi na Astronomskem observatoriju Črni Vrh kot pomoč operaterju in to nalogo dobro opravlja, ni pa bila zasnovana kot dolgoročni merilnik sija neba. Problem je lahko dodatno časovno spremenljivo ozadje pri pretvorbi signala na kameri v ADU enote, ki je odvisno od delovne temperature in elektronike posamezne kamere. To vpliva na zvezo med izmerjenimi ADU enotami in osvetlitvijo, ki zaradi teh vplivov ni več logaritemska. Torej ne velja več natančno

Z D2,5 · log_$- 8?

oz. so ADU enote, ki so izmerjene z enim tipom kamere, drugačne od tistih pri naslednjem.

Žal teh dodatnih faktorjev ne moremo umeriti a posteriori, zato smo uporabili naslednji predpostavki:

- povprečni sij neba se ne spreminja zelo hitro,

- mesečno povprečje vrednosti sija neba pred spremembo instrumenta je enako kot po spremembi instrumenta.

Razlike mesečnih povprečij pred in po spremembi instrumenta so nam dale konstante, ki smo jih potrebovali, da smo meritve lahko primerjali med seboj oz. smo jih na ta način enostavno »zlepili«. Na AGO so preverili še to, ali se tako popravljene vrednosti ujemajo z vrednostmi, ki so jih dobili pri merjenju z merilnikom Sky Quality Meter. Ugotovili so, da se ujemajo. (Dintinjana, B., 2001, 2013)

Podatkom smo dodali naslednje konstante:

- v obdobju avgust 2004–25. 5. 2006 0,49 magnitude na kvadratno ločno sekundo, - v obdobju 26. 5. 2006–12. 9. 2009 0,30 magnitude na kvadratno ločno sekundo, - v obdobju 13. 9. 2009–21. 10. 2012 –0,03 magnitude na kvadratno ločno sekundo in - v obdobju 22. 10. 2012–4. 1. 2013 2,10 magnitude na kvadratno ločno sekundo.

Na grafu št. 11 so predstavljenim podatkom že prištete oz. odštete zgoraj omenjene

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 33 -

konstante zaradi spreminjanja sistema postavitve vsenebne kamere in morebitno naraščanje oz. padanje vrednosti v grafu tako ni več posledica uporabe različne opreme.

Graf 11: Sij neba v odvisnosti od časa za posnetke vsenebne kamere iz obdobja 2005–2013 z dodanimi konstantami.

Za sedaj lahko zapišemo, da se zdi, da trend spreminjanja sija neba za to obdobje pada.

Za leto 2009 je v arhivu observatorija zabeleženo tudi dejstvo, da prihaja do motenj na kameri in posledično do večjega raztrosa točk od julija 2009 do konca decembra 2009.

Obdobje, v katerem so

julij 2007–december 2007 81 35

januar 2008–junij 2008 76 43

julij 2008–december 2008 90 49

januar 2009–junij 2009 82 50

julij 2009–december 2009 89 67

januar 2010–junij 2010 56 32

julij 2010–december 2010 82 43

januar 2011–junij 2011 92 48

julij 2011–december 2011 101 65

Tabela 2: Število izločenih datotek po polletjih v obdobju 2007–2011.

20,00

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 34 -

To je bilo več kot očitno pri pregledovanju datotek iz tega obdobja, saj je bilo za posamezen mesec težko izbrati datoteko, iz katere je bilo možno odčitati minimum krivulje. A kot smo omenili že v prejšnjem poglavju, smo pred začetkom odčitavanja izločili vse datoteke, pri katerih z grafa ni bilo možno odčitati vrednosti v najtemnejšem delu noči in pri ekstinkciji pod oz. okoli vrednosti 0,5.

V tabeli št. 2 na prejšnji strani je prikazano število vseh ustvarjenih datotek v nekaj zaporednih polletnih obdobjih in število datotek, ki smo jih izločili iz nadaljnje obravnave.

Odebelili smo vrstico, ki prikazuje število datotek, narejenih v omenjeni drugi polovici leta 2009. Večino datotek iz tega obdobja smo izločili, tiste, ki smo jih obdržali, pa so ustrezale našim kriterijem za odčitavanje podatkov.

Nadaljevali smo z razvrstitvijo podatkov glede na letni čas. Menjava letnih časov vpliva na sij neba s spreminjanjem globine Sonca pod obzorjem v nočnem času, a glede na porazdelitev vrednosti na grafu št. 12 smo iz nadaljnje analize izločili le decembrske meritve, ker praznična razsvetljava očitno res še dodatno osvetli nebo, ostale pa smo obdržali.

Graf 12: Sij neba v magnitudah na kvadratno ločno sekundo v odvisnosti od časa za obdobje 2005-2013 – porazdelitev glede na letni čas.

Po izločitvi decembrskih vrednosti nam je od 631 meritev ostalo 592 meritev, ki smo jih predstavili na grafu št. 13.

20,4

20,6

20,8

21,0

21,2

21,4

21,6

21,8

Sij neba

Datum

marec-avgust

september-november in januar-februar december

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 35 -

Graf 13: Sij neba v odvisnosti od časa za posnetke vsenebne kamere iz obdobja 2005–2013 po izločitvi decembrskih vrednosti.

Za boljši pregled nad gibanjem vrednosti svetlobnega onesnaženja, ki ga je zaznala vsenebna kamera v tem obdobju, smo na koncu uporabili drseče povprečje.

Graf 14: Sij neba v odvisnosti od časa za obdobje 2005–2013 (uporabljeno drseče povprečje, 31 členov).

20,0 20,2 20,4 20,6 20,8 21,0 21,2 21,4 21,6 21,8 22,0 Sij neba [magnitude na kvadratno ločno sekundo]

Datum

20,0 20,2 20,4 20,6 20,8 21,0 21,2 21,4 21,6 21,8 22,0 Sij neba [magnitude na kvadratno ločno sekundo]

Datum

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 36 -

Po pregledu gibanja točk na grafu št. 14 se zdi, da na grafu ni opaziti vpliva Sončevega cikla. Ta bi po obdobju neaktivnosti, ki je po besedah avtorja članka, ki ga predstavljamo v naslednjem poglavju, trajalo od leta 2006 do leta 2009, v zadnjih dveh letih moral doseči maksimum, a je z več koncev slišati, da je tokratni maksimum za sedaj šibek.

Izkazalo se je, da tudi za to obdobje samo na podlagi naših analiz ne moremo določiti stopnje svetlobne onesnaženosti oz. trditi, kako se spreminja sij neba, lahko zapišemo le, da se zdi, da trend spreminjanja sija neba pada. Morda pa je k temu pripomogla sprejeta uredba o mejnih vrednostih svetlobnega onesnaževanja okolja, ki s svojimi normativi za zunanjo razsvetljavo in roki za upoštevanje teh normativov »vodi« k zmanjševanju stopnje svetlobnega onesnaženja v Sloveniji.

Na grafu št. 14 je poleg trenda padanja vidnih tudi kar nekaj drugih večjih ali majših padcev funkcije v grafu. Na AGO so nam svetovali, naj preverimo, ali minimumi sovpadajo z večjimi izbruhi vulkanskega pepela v atmosfero. Po primerjavi datumov z grafa z datumi znanih izbruhov vulkanskega pepela se zdi, da je to lahko eden izmed razlogov teh sprememb gibanja vrednosti sija neba. V letih 2006 (od oktobra do decembra), 2007 in 2008 (od marca 2007 do maja 2008) ter marca 2009 je sem ter tja prišlo do bruhanja pepela vulkana Etna v Italiji. Ta vulkan se nahaja v primerjavi s preostalimi aktivnimi vulkani zelo blizu Slovenije. Najbolj očitna se zdi povezava z izbruhom islandskega vulkana v bližini ledenika Eyjafjallajoekull, ki je sredi aprila 2010 za en teden zaustavil zračni promet nad Evropo. Vulkan je bruhal pepel kar 11 kilometrov visoko, veter pa ga je zanesel tudi nad Evropo. Zaradi 10 tednov trajajoče erupcije so bila dober mesec zaprta britanska letališča, letališča na britanskih severno ležečih otokih pa še dlje. Šele konec decembra je bil nad vulkanom viden le še dim in ne prah. Na grafu št. 14 je prav v letu 2010 viden velik padec funkcije, kar bi bilo lahko posledica ogromnih količin pepela, ki jih je vulkan izvrgel v ozračje. Ozračje je bilo onesnaženo dalj časa in v tem primeru vrednost sija neba res dolgo časa ne začne ponovno naraščati. Konec maja 2011 je ponovno prišlo do izbruha vulkana na Islandiji. Oblak pepela je bil v tem primeru visok kar 20 kilometrov, a ga je veter odnesel proti Grenlandiji in letalski promet ni bil prizemljen, pepel pa bi sčasoma lahko zaneslo tudi nad Evropo. Morda pa so manjši padci kljub vsemu le posledica menjave letni časov. (Informacije o vulkanskih …, 2013)

Kljub večjim skokom v trendu spreminjanja sija neba, ki so morda povezani s prisotnostjo vulkanskega pepela v ozračju, z menjavo letnih časov, z vremenskimi vplivi …, se zdi, da je trend padanja sija neba za obdobje 2005–2013 prisoten. Za potrditev naših domnev pa bi

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 37 -

morale meritve trajati dalj časa, poleg tega pa bi bilo določanje trenda neprimerljivo lažje, če se oprema za izvajanje meritev ne bi spreminjala oz. bi bil namen merjenja sija neba spremljanje svetlobnega onesnaženja.

Oba pogoja, dolgotrajnost meritev in nespremenljivost opreme, je težko zagotoviti. V naslednjem poglavju je opisana najnovejša metoda določanja sija nočnega neba, s katero se bomo v bodoče lahko izognili opisanim težavam pri določanju trenda spreminjanja sija neba, uporabili pa bomo lahko velike, že obstoječe baze posnetkov kometov, ki so nastale tekom zadnjih desetletij.

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 38 -

In document DIPLOMSKO DELO (Strani 36-45)