Astrofili e Astrofotografi passano la loro vita alla ricerca del buio. Eppure, anche il nictofilo più incallito sa che, per muoversi al buio, è necessario utilizzare una fonte di luce. Il problema non si porrebbe se l’occhio non impiegasse più di 30 minuti per adattarsi all’oscurità.

Questo fenomeno di adattamento inizia con la completa dilatazione della pupilla che passa da un diametro di 2 mm in condizione di luce a 8 mm in condizione di buio. Se il restringimento della pupilla è un processo veloce, quasi istantaneo; la dilatazione è un processo molto lento e può durare alcuni minuti. Bisogna inoltre considerare il fatto che, in assenza di luce, i coni smettono di funzionare ed i bastoncelli iniziano ad attivarsi dando origine a quella che è nota come visione notturna (monocromatica). Questa attivazione è un processo lento, della durata di una ventina di minuti, ed è alimentato dalla sintesi da parte del nostro corpo di una proteina detta rodopsina. Viceversa, bastano invece pochi secondi di luce per rompere tale molecola con conseguente riduzione della sensibilità dei bastoncelli.

Ora, come fare a mantenere una condizione di adattamento all’oscurità garantendo un livello minimo di illuminazione? I biologi si accorsero fin da subito che la neutralizzazione della rodopsina non è stimolata dalla luce rossa, anche se intensa. Quindi, illuminando l’ambiente con una luce rossa a bassa intensità sarà possibile conservare la condizione di adattamento al buio. Questo spiega perché negli osservatori astronomici si illuminano gli ambienti con delle lampade di colore rosso.

Con la nascita dell’astrofotografia l’utilizzo della luce rossa assunse ancora maggiore importanza in quanto questa era l’unica in grado di non impressionare le pellicole fotografiche. Conferma di questo fatto è l’utilizzo dell’illuminazione rossa nelle camere oscure.

Per tutti questi motivi l’utilizzo di torce e/o lampade rosse sono diventate con il passare del tempo le uniche fonti di luce permesse durante campi astronomici, astrofotografici e negli osservatori astronomici. Ma siamo sicuri che questa condizione è ancora valida ai giorni nostri?

Per quel che riguarda gli astrofili visualisti nulla è cambiato e la luce rossa rimane l’unica sorgente di illuminazione che può garantire loro una visione del cielo notturno ottimale. Gli astrofotografi invece hanno subito un balzo tecnologico che li ha portati dall’epoca della pellicola fotografica ai moderni sensori a semiconduttore.

Questi ultimi vengono utilizzati sia nella fotografia tradizionale che in quella astronomica. Se in passato con la stessa pellicola fotografica era possibile eseguire scatti sia fotografici che astrofotografici, oggi i sensori a semiconduttore vengono impiegati in modo differente a seconda del loro campo di applicazione.

Nella fotografia tradizionale realizzata con normali reflex digitali (note anche come DSLR), il sensore a semiconduttore risponde alla luce visibile in modo del tutto analogo a quello che facevano un tempo le pellicole fotografiche. Questo vuol dire che anche le reflex digitali moderne sono poco sensibili alla luce rossa.

In astrofotografia invece i sensori a semiconduttore devono essere molto sensibili alla luce rossa ed del vicino infrarosso. In questo modo è possibile massimizzare il segnale prodotto dalle nebulose ad emissione che brillano principalmente nella riga Hα a 656 nm (colore rosso). Questo può essere ottenuto anche modificando le tradizionali reflex digitali in modo da renderle più sensibili alla luce rossa (si legga l’articolo “La modifica Baader per DSLR”).

La risposta spettrale delle camere astronomiche ovvero la capacità di queste di raccogliere la luce a seconda della lunghezza d’onda della luce incidente, viene successivamente alterata dall’interposizione di filtri interferenziali come i filtri anti-inquinamento luminoso (LPS) o a banda stretta (Hα, Hβ, SII, OIII). L’effetto complessivo di camera e filtri determina la lunghezza d’onda, e quindi il colore, della luce con cui illuminare gli ambienti circostanti.

Purtroppo, tutte le sorgenti di luce artificiale oggi permesse e disponibili sul mercato sono a spettro continuo. In particolare, le più diffuse, se non uniche presenti sul mercato, sono le luci LED. Per produrre una luce di un determinato colore utilizzando la tecnologia LED, è possibile utilizzare almeno quattro diverse tecniche:

1. Utilizzare un diodo LED con spettro di emissione che, seppur continuo, presenta un picco alla lunghezza d’onda che identifica il colore. In questo caso si parla di LED colorati.
2. Utilizzare una terna di LED colorati: rosso, verde e blu. In questo caso, ciascun colore sarà generato dalla combinazione di questi tre LED. Lo spettro complessivo sarà ovviamente continuo ed in questo caso si parlerà di LED RGB.
3. Utilizzare un LED in luce bianca, circondato da un bulbo in vetro o plastica colorata. In questo caso, lo spettro continuo del LED verrà ristretto ad una banda centrata nel colore richiesto. Seppur spesso anche in questo caso si parla di LED colorati in realtà la definizione corretta è lampade LED colorate in quanto il colore non è dato dal diodo LED ma dal colore del bulbo.
4. Utilizzare un LED in luce bianca a cui è stato sovrapposto un filtro interferenziale capace di far passare solo una determinata lunghezza d’onda. In questo caso lo spettro complessivo di emissione della lampada sarà in buona approssimazione discreto e corrispondente alla lunghezza d’onda voluta. Lampade del genere non esistono sul mercato ma possono essere assemblate artiginalmente unendo un LED bianco ad un filtro interferenziale. In questo caso parleremo di lampade LED filtrate.

Da sinistra a destra: lampada LED colorata, LED RGB, lampada LED filtrata.

Di tutte le soluzioni, ovviamente la lampada LED filtrata è l’unica che realmente ci permette di controllare la lunghezza d’onda della luce ambientale, essendo questa a spettro discreto. In tutti gli altri casi, la nostra sorgente di luce sarà a spettro continuo ed andrà necessariamente a peggiorare la qualità delle nostre riprese astrofotografiche introducendo un gradiente cromatico. Purtroppo però, trovare filtri interferenziali capaci di fare passare una sola lunghezza d’onda indipendentemente dall’angolo di vista è davvero molto difficile e particolarmente costoso.

Lampada LED filtrata con filtro 10 nm Pixelteq a 620 nm a confronto con la risposta spettrale di un filtro anti-inquinamento luminoso IDAS NGS1.

Usare lampade LED colorate è sicuramente la soluzione peggiore in quanto la banda passante è generalmente troppo ampia. Ad esempio, una lampada con bulbo di colore rosso emette luce con lunghezze d’onda comprese tra 620 e 760 nm con lunghe code nel verde e nel vicino infrarosso. Con una banda di emissione così ampia, la possibilità di dare contributi al canale rosso delle nostre riprese astrofotografiche, persino quelle in banda stretta, non è per nulla trascurabile. Ricordiamo inoltre che in questo range troviamo anche la famosa linea Hα delle nebulose ad emissione, fondamentale per le riprese di oggetti del profondo cielo.

Lampada LED colorata a confronto con la risposta spettrale di un filtro anti-inquinamento luminoso IDAS NGS1. L’area colorata rappresenta il possibile disturbo generato dall’illuminazione ambientale.

Anche utilizzare LED RGB può essere dannoso. Infatti, per generare qualsiasi colore che non sia uno dei tre primari additivi è necessario accendere tre LED: rosso, verde e blu. Questo si traduce in un rumore presente in tutti e tre i canali della nostra ripresa astrofotografica, indipendentemente dal filtro utilizzato. Quindi la soluzione LED RGB è preferibile alla lampada LED colorata solo se si utilizza uno dei tre colori primari.

Lampada RGB impostata per generare luce a 620 nm a confronto con la risposta spettrale di un filtro anti-inquinamento luminoso IDAS NGS1. L’area colorata rappresenta il possibile disturbo generato dall’illuminazione ambientale.

Infine, l’utilizzo di LED colorati risulta essere nel suo complesso quella meno dannosa, ad esclusione della lampada LED filtrata decisamente meno economica. Data infatti la risposta spettrale del sistema camera astronomica + filtro interferenziale, è possibile determinare la lunghezza d’onda (o le lunghezze d’onda) a cui il nostro sistema è meno sensibile. Dato questo valore è necessario cercare sul mercato lampade LED con spettro di emissione centrato in quella lunghezza d’onda. Se si utilizza un filtro a banda stratta di tipo Hα, ad esempio, un LED di colore blu sarà sicuramente la scelta ottimale. Se invece utilizziamo un filtro antinquinamento luminoso, un LED di colore prossimo alla riga del sodio o del rosso con lunghezza d’onda maggiore di 700 nm possono essere soluzioni più che valide.

LED colorato (o RGB impostato su un colore primario) a confronto con la risposta spettrale di un filtro anti-inquinamento luminoso IDAS NGS1. L’area colorata, seppur piccola, rappresenta il possibile disturbo generato dall’illuminazione ambientale.

Per ciascuno dei casi illustrati, avere un LED dimmerabile può essere utile al fine di poter variare il livello di luminosità ambientale. Il modo migliore per determinare quanto il nostro sistema sia sensibile al tipo di luce con cui vogliamo illuminare l’ambiente circostante è quello di fotografare un oggetto presente nell’ambiente stesso. La sorgente di luce migliore sarà quella che darà il minore contributo in tutti e tre i canali ripresi. Di seguito sono riportate delle riprese effettuate con camera astronomica CentralDS 600D II Pro e filtro Astronomik Hα da 2 pollici e diversi tipi di illuminazione. Come si vede il LED RGB WiZ A.E27 utilizzato in modalità colore primario (rosso) è quello che ha dato i risultati migliori con un debole disturbo nel canale rosso e totale assenza nei canali verde e blu.

Confronto tra le varie fonti di illuminazione ambientale (canale rosso).

Confronto tra le varie fonti di illuminazione ambientale (canale verde).

Confronto tra le varie fonti di illuminazione ambientale (canale blu).

Con la caduta dell’impero romano e l’inizio del Medioevo, le città andarono via via spopolandosi a scapito delle campagne. Le strade vennero lasciate all’incuria e coperte dalla vegetazione, i terreni incolti e i boschi ripresero lentamente il possesso del paesaggio. Le città e i villaggi sopravvissuti furono circondati da mura, inizialmente costruite in legno e successivamente in pietra, allo scopo di difendersi dalle invasioni barbariche. Gli sviluppi tecnologici in questo periodo furono scarsi e anche in ambito di illuminazione notturna non ci furono progressi rispetto al periodo romano. I castelli e le abitazioni medioevali erano illuminati da semplici candele che piano piano andarono a sostituire le vecchie lucerne. Purtroppo, le candele in caso di vento non potevano essere utilizzate in ambienti esterni. Proprio per questo motivo vennero inventate a partire dal 1200 le lanterne: dei “contenitori per candele” costituiti da due dischi di legno, di cui quello superiore bucato al fine di far uscire il calore, distanziati da piccole aste. Il tutto era circondato da una schermatura in pergamena, pelli di animali, corno, tessuto di lino ed in un periodo più tardo in vetro. Dal lato del disco bucato veniva infine fissato un sostegno che poteva servire per trasportare la lanterna o appenderla a grandi aste o pali per l’illuminazione di ambienti esterni (generalmente campi militari).

Figura 1: Lanterna raffigurata nel manoscritto Speculum humanae salvationis scritto nel 1427 e conservato nel convento benedettino di Sarnen, in Svizzera.

Talvolta la candela all’interno della lanterna veniva sostituita con delle lucciole, capaci di generare una luce decisamente più debole ma continua.

Come per l’epoca romana, anche nel Medioevo la notte veniva utilizzata come periodo di riposo. Le porte delle mura che circondavano le città venivano chiuse al tramonto e riaperte all’alba. Le uniche fonti di illuminazione esterne erano i lanternarius, successivamente chiamati link boys nei paesi anglosassoni o codeghe nella repubblica di Venezia, che accompagnavano con una torcia i pedoni da un’abitazione ad un’altra. Il tutto a patto di pagare un piccolo compenso economico. L’inquinamento luminoso in quegli anni era davvero limitato per non dire inesistente. A partire dall’anno 1100 però, le città iniziarono nuovamente a ripopolarsi e con esse le attività commerciali quali i neonati pub e osterie che andarono lentamente a soppiantare le antiche taverne romane. L’aumento della densità di popolazione portò inevitabilmente all’incremento dei reati. Sebbene questi avvenivano principalmente di giorno (il 75% del totale secondo statistiche giudiziarie medioevali) la paura di ladri ed assassini andò a rinvigorire la vecchia e mai superata paura del buio. Le persone di notte iniziarono così a sentirsi meno sicure e, come migliaia di anni prima, ritornò la necessità di illuminare la notte.

Figura 2: l’utilizzo delle candele in epoca medioevale (1300-1325). Cortesia Medieval Miniatures

Inoltre, le poche persone che si muovevano di notte con i link boys così come le guardie che vigilavano le città, trovavano spesso non poche difficoltà ad orientarsi nel buio ambiente cittadino. Fu per questi motivi che verso la fine del Medioevo, nella Londra del 1417, il sindaco Henry Barton ordinò di appendere all’esterno delle case le proprie lanterne nelle sere d’inverno comprese tra il primo di novembre ed il 2 febbraio. Questo fu il primo tentativo di illuminazione pubblica urbana che però non riscosse molto successo, forse per il fatto che, dopo il tramonto tutte le attività lavorative chiudevano (ad eccezione di alberghi e bordelli) e le persone si richiudevano nelle proprie case per dormire o scambiare due chiacchiere con i famigliari intorno ad un focolare o alla luce delle candele. All’esterno rimanevano quindi quei pochi viaggiatori ed delinquenti, facilmente catturati dalle guardie che li potevano identificare facilmente nel buio cittadino.

La paura del buio è considerata una fase normale dello sviluppo di un essere umano che può sfogare in nictofobia nel caso in cui l’esposizione al buio crea un’estrema reazione di stress capace di portare limitazioni alla vita di tutti i giorni. A differenza di quanto generalmente si pensi la nictofobia, in forma più o meno acuta, non è presente solo in età infantile ma si può prolungare all’età adolescenziale e adulta. Il buio viene avvertito dall’essere umano come indice di pericolo in quanto nasconde informazioni riguardanti l’ambiente circostante. L’esistenza della paura del buio è generalmente non esperienziale ma innata, causata da un precedente apprendimento associativo, diretto o indiretto. In particolare, fattori ambientali o di sviluppo giocano un ruolo importante nel progresso di questa fobia specifica. Da un punto di vista evoluzionistico, la paura del buio può essere stata funzionale al monitoraggio della minaccia poiché, allora come oggi, molti predatori cacciano di notte. Inoltre, tale paura rientra nell’ambito delle paure di ciò che non si può vedere, di ciò che non si conosce ovvero di ciò che si può nascondere nell’oscurità. 400 mila anni fa, nel lontano Paleolitico, l’uomo iniziò ad utilizzare il fuoco per illuminare i luoghi dedicati al riposo notturno, siano essi spazi aperti o caverne.

Figura 1: Il fuoco, la prima forma di illuminazione notturna utilizzata dall’uomo.

Questo fatto portò ad una riduzione sostanziale della sensazione di pericolo indotto dalla notte con un conseguente aumento del benessere personale dei primi uomini. Nel caso specifico, anche il pericolo effettivo venne ridotto in quanto il fuoco era davvero in grado di mantenere a distanza i tanto temuti predatori notturni. Fu quindi la paura del buio a spingere i nostri lontani antenati ad illuminare l’ambiente notturno generando la prima forma di inquinamento luminoso. Questo è infatti definito come “l’introduzione diretta o indiretta di luce artificiale nell’ambiente”. Ovviamente, anche in Italia i primi uomini utilizzarono il fuoco, essendo la nostra penisola già abitata nel Paleolitico. Quando parliamo di Italia però intendiamo solitamente le regioni centro-meridionali o costiere. In Lombardia infatti, le prime testimonianze dell’uomo le troviamo solo nel Paleolitico medio o superiore (meno di 120 mila anni fa) presso la grotta del Buco del Piombo (Erba – CO) dove alcuni cacciatori nomadi vi soggiornarono.  In ogni caso, nel Paleolitico, la popolazione mondiale era formata da un gruppo esiguo di individui, inizialmente nomadi, compresi tra 1 e 15 milioni. Un essere umano per ogni lampione oggi installato nella sola Italia.

La fonte di illuminazione consisteva nel fuoco vivo, sotto forma di focolari e rudimentali torce. Inizialmente il fuoco non veniva prodotto artificialmente ma generato da fenomeni naturali e conservato il più a lungo possibile. Proprio per questo motivo venne considerato da alcuni primi uomini come un elemento sacro. 

Figura 2: lo spettro di emissione di un focolare.

Dal punto di vista fisico, un focolare emette radiazione elettromagnetica caratterizzata da uno spettro continuo centrato nella radiazione infrarossa (vedi figura 2). Inoltre, è presente un intenso picco di emissione a 4300 nm (IR) dovuto alla presenza di CO₂. Questo spiega perché il fuoco oltre ad essere una sorgente di luce è anche, e soprattutto, una sorgente di calore.

Intorno all’anno 10’000 a.C., l’uomo del Neolitico scoprì che l’utilizzo di grassi di origine animale o vegetale (olio) potevano mantenere vivo il fuoco per un tempo superiore rispetto al semplice legname. Nello stesso periodo venne inventata la terracotta con cui fu possibile creare recipienti per conservare, trasportare e cucinare gli alimenti. Anche la società umana era cambiata passando, poche migliaia di anni prima, dal nomadismo ad una vita sedentaria.

La nascita dei primi villaggi unita all’aumento della qualità degli utensili prodotti, portarono ben presto alla nascita delle prime lucerne costituite da recipienti quali corna, conchiglie o ciotole, riempite di grasso in cui veniva immersa una corda vegetale. Quest’ultima, una volta accesa, poteva conservare il fuoco per i focolari o essere utilizzata come fonte portatile di luce. Centinaia di simili manufatti vennero ritrovati nella grotta di Lascaux.

Figura 3: lucerna di epoca romana (100-200 d.C.) rivenuta a Angera (VA) – Museo Archeologico di Lecco

Fin dal Paleolitico medio, inoltre, l’uomo iniziò un processo che lo portò dall’essere preda a predatore assoluto. Questo ovviamente andrò via via diminuendo la paura del buio. Ma allora perché illuminare le notti? Il focolare cambiò lentamente la sua funzione passando da strumento di protezione dai predatori a strumento di aggregazione sociale. Infatti, intorno al fuoco si cucinava il cibo e lo si mangiava insieme. Le ore dopo il tramonto vennero così utilizzate per pianificare le attività del giorno successivo o per discutere delle esperienze passate. Fu proprio intorno ad un focolare che molto probabilmente nacque il linguaggio umano.

Nei quasi dieci mila anni che separano il Neolitico dall’antica Roma, l’uomo sviluppò tecniche via via sempre più complesse per la conservazione e la generazione del fuoco. Nel 500 a.C. vennero inventate le prime candele e torce, ovvero l’utilizzo di grasso animale solido in cui veniva immerso uno stoppino. Inoltre, era stato sviluppato il linguaggio parlato e scritto portando l’uomo ad abbandonare la preistoria per entrare nella storia. Anche i primi villaggi si trasformarono ben presto in città composte da abitazioni realizzate in pietra e legno. Proprio quest’ultimo materiale iniziò a diventare incompatibile con l’utilizzo del fuoco. Ben presto si svilupparono incendi di grandi dimensioni capaci di distruggere interi centri abitati. L’utilizzo di candele, torce, lucerne e focolari vennero così ridotti al minimo e la notte tornò ad essere buia. D’altronde la paura del buio era ora marginale e superata dalla paura per gli incendi. In epoca romana quindi ci si muoveva di notte solo in presenza della Luna Piena oppure, nel caso delle famiglie più ricche, accompagnati da servi dotati di torce o candele: i cosiddetti lanternarius. Se escludiamo le poche case nobiliari, le uniche sorgenti di inquinamento luminoso dell’epoca romana erano quindi i lanternarius.

Figura 4: le torce utilizzate dai lanternarius per accompagnare di notte i nobili romani.

Dal punto di vista fisico: lucerne, candele e torce sono sorgenti di radiazione elettromagnetica caratterizzata da uno spettro continuo centrato nella radiazione infrarossa analogo a quello mostrato in figura 2. Questo perché il processo di generazione della luce visibile è lo stesso del fuoco ovvero la combustione dell’ossigeno.

Perché gli astrofotografi sono costretti a macinare centinaia di chilometri per fotografare il cielo notturno? La risposta è semplice ed ha un nome ed un cognome: Inquinamento Luminoso. Ebbene sì, non solo abbiamo inquinato l’acqua che beviamo e l’aria che respiriamo ma ci stiamo privando anche della possibilità di osservare l’ambiente in cui viviamo: l’Universo. Con la parola inquinamento luminoso intendiamo la diffusione della luce artificiale da parte dell’atmosfera terrestre la quale produce un alone luminoso che, a seconda dell’intensità, è in grado di ridurre il numero di oggetti celesti visibili ad occhio nudo (fotografabili).

La luce artificiale è dovuta all’illuminazione pubblica di strade e parchi, dei cartelli pubblicitari, delle palazzine, delle automobili e molto altro ancora. Nella maggior parte dei casi però solo una piccola parte della luce illumina il soggetto mentre gran parte di essa è diretta verso il cielo.

Di conseguenza, l’inquinamento luminoso è maggiore in prossimità di grandi centri cittadini, dove spesso vivono gli astrofotografi. Quindi cosa fare? Una soluzione è quella descritta all’inizio di questo articolo ovvero allontanarsi il più possibile dai centri cittadini scegliendo luoghi secchi (montagne) dove la diffusione è ridotta al minimo. Una seconda soluzione è quella di cercare di schermarsi dall’inquinamento luminoso utilizzando opportuni filtri. Prima di descrivere in dettaglio il funzionamento di questi filtri è però necessario comprendere la natura della sorgente di luce che vogliamo andare a schermare ossia l’illuminazione artificiale.

Questa è prodotta dalle lampade/lampadine le quali possono utilizzare diversi tipi di tecnologie al fine di produrre luce. Andiamo quindi a studiarne in dettaglio le caratteristiche.

Lampade ad incandescenza

Il principio di funzionamento di queste lampade è semplice. La corrente elettrica passando attraverso un filo metallico (tungsteno) lo scalda aumentandone la temperatura. Superata una certa soglia questo produce luce il cui spettro è detto di corpo nero. Seppur “controintuitivo” emettere come un corpo nero significa emettere luce a tutte le frequenze (continuo) con uno spettro caratteristico come mostrato in figura 1.

Figura 1: spettro di emissione di una lampada ad incandescenza (rosso) confrontato con quello delle nebulose e galassie.

Le lampade ad incandescenza sono state proibite nella comunità europea a partire dal primo settembre 2012. Malgrado ciò molti sono ancora gli impianti di illuminazione privata che utilizzano questo tipo di lampade. In particolare le vediamo nelle case, nelle opere d’arte (se così possiamo definirle) e nelle insegne pubblicitarie. In questa categoria rientrano le lampade alogene ovvero lampade ad incandescenza più efficienti grazie all’utilizzo di gas alogeno capace di inibire la fusione del filamento e quindi aumentarne la temperatura e di conseguenza la luminosità. Questi tipi di lampade ad incandescenza sono utilizzate ad esempio per i fari delle automobili. A differenza delle normali lampade ad incandescenza le lampade alogene non sono soggette alla norma che ne vieta la vendita.

Analizzando in dettaglio lo spettro di emissione riportato in figura 1 possiamo osservare come le lampade ad incandescenza creano un disturbo a tutte le frequenze di interesse astrofisico. Inoltre il massimo contributo si ha intorno ai 640-650 nm, ovvero in prossimità della riga H-alfa (656 nm) dell’idrogeno responsabile della colorazione rossa delle nebulose. In questo senso, per astrofotografi e visualisti le lampade ad incandescenza sono il male assoluto. Fortunatamente, come ribadito in precedenza, questo tipo di lampade sono oggi poco diffuse per l’illuminazione pubblica e quindi danno un contributo minimo alla dose di inquinamento luminoso globale.

Lampade a scarica

Il principio fisico di funzionamento delle lampade a scarica è diverso da quello delle lampade ad incandescenza. Qui un gas inerte o del vapore viene ionizzato ad opera di una differenza di potenziale emettendo di conseguenza luce. Il gas presente può essere mantenuto ad alta o bassa pressione a seconda del tipo di lampada considerata. Esistono una varietà di lampade di questo tipo, dal tubo al neon alle lampade al sodio e mercurio a bassa o alta pressione. I primi vengono generalmente utilizzati per l’illuminazione di interni ed insegne pubblicitarie mentre le lampade al sodio (basa ed alta pressione) e mercurio (alta pressione) nell’illuminazione di strade e parchi pubblici.

Le lampade a scarica emettono luce solamente a determinati valori di lunghezza d’onda (discreto) come riportato in figura 2.

Figura 2: spettro di emissione di una lampada ai vapori di mercurio (blu), sodio ad alta pressione (arancione scuro), sodio a bassa pressione (arancione chiaro) confrontato con quello delle nebulose e galassie.

differenza delle lampade ad incandescenza saranno facilmente schermabili utilizzando appositi filtri. Nel caso delle lampade al sodio si può osservare come la massima intensità luminosa si trovi intorno ai 589 nm (doppietto di emissione del sodio) mentre per quelle al mercurio abbiamo più linee caratterizzate dall’avere frequenze inferiori ai 600 nm. Possiamo quindi dire che il contributo alla linea H-alfa in questo caso è praticamente trascurabile.

Lampade a LED

La tecnologia LED, sviluppata per la prima volta nel 1962, è il modo più moderno per produrre luce visibile. In questo caso la luce è prodotta per elettroluminescenza da alcuni materiali semiconduttori quando a questi viene applicata una differenza di potenziale. Grazie alla maggior durata e al minor consumo di energia, la tecnologia LED sta soppiantando di fatto tutte le altre per l’illuminazione sia pubblica che privata.

Le lampade LED possono emettere luce sia bianca che colorata. In questo secondo caso, la luce risulta essere quasi monocromatica con uno spettro piccato ad una frequenza caratteristica che dipende dal tipo di semiconduttore utilizzato. La maggior parte delle lampade LED brillano però di luce bianca. Il processo di produzione può avvenire sfruttando due tecniche differenti:

• LED RGB: in questo caso la luce bianca è realizzata come sovrapposizione di led rossi, verdi e blu. Lo spettro è pertanto costituito dalle tre “linee” caratteristiche (vedi figura 3). I LED RGB hanno un utilizzo diffuso in architettura per l’illuminazione di locali e ristoranti.
• LED blu + fosforo: questo è il caso più abituale in cui la luce bianca è ottenuta come luminescenza da parte della luce blu-UV emessa dal semiconduttore su uno strato di fosforo. In questo caso lo spettro presenterà un picco più o meno grande associato all’emissione originale del semiconduttore e un continuo di frequenze nello spettro del visibile (vedi figura 3). Sotto questo aspetto le lampade LED bianche simulano lo spettro elettromagnetico solare o delle vecchie lampade ad incandescenza. Questi tipi di lampade LED sono quelli più diffusi utilizzati per l’illuminazione delle strade.

Figura 3: spettro di emissione di una lampada LED bianca ottenuta come somma di tre LED (rosso, verde, blu) o come LED + fosforo (linea continua nera) confrontato con quello delle nebulose e galassie.

Analizzando in dettaglio lo spettro di emissione riportato in figura 3 possiamo osservare come i LED RGB siano il male assoluto per gli appassionati di nebulosi in quanto l’emissione è praticamente centrata sulla linea H-alfa. Fortunatamente il contributo all’inquinamento luminoso globale di queste lampade è minimo data la loro scarsa diffusione. I LED bianchi (blu + fosforo) sono invece del tutto simili come risposta spettrale a quelli delle lampade ad incandescenza portando quindi con sé tutti i problemi evidenziati in precedenza. Inoltre anche se la luce LED (blu + fosforo) è definita bianca, abbiamo comunque un residuo di luce blu piuttosto intenso.

I Filtri anti-inquinamento luminoso

Abbiamo visto come la tipologia di sorgente di luce artificiale è tanto variegata quanto dannosa in termini astrofotografici. Come possiamo quindi difenderci dall’inquinamento luminoso senza dover macinare chilometri in auto tra buie strade di montagna? L’unica soluzione è l’utilizzo di filtri anti-inquinamento luminoso. Questi sono filtri in vetro capaci di schermare parte della radiazione luminosa incidente.

Un filtro anti-inquinamento luminoso ideale è quello che riesce a bloccare completamente la luce artificiale facendo passare solo quella proveniente dal Cosmo. Ovviamente tale filtro non esiste. Bisogna quindi trovare un compromesso non sempre possibile. Infatti se per le lampade a scarica dove lo spettro di emissione è discreto è possibile fare un certosino lavoro di pulizia, per le lampade ad incandescenza e LED la situazione è davvero complicata ed una sottrazione efficiente è praticamente impossibile.

Per capire meglio la problematica iniziamo con il considerare le tre grandi categorie di filtri anti-inquinamento luminoso oggi diffuse maggiormente sul mercato: filtri UHC, LPR (Light Pollution Reduction) e ad ampio spettro.

Filtri UHC

UHC è una sigla che sta ad indicare Ultra High Contrast ovvero una famiglia di filtri in grado di fornire un maggior contrasto delle immagini astronomiche. Anche se il nome non ricorda direttamente l’inquinamento luminoso, ricordiamo che questo è il responsabile della diminuzione del contrasto tra i deboli oggetti celesti ed il cielo buio. I filtri UHC sono capaci di bloccare tutta la radiazione luminosa incidente con frequenza compresa tra circa le 530 e 630 nm ovvero rimuove dall’immagine gran parte della luce emessa dalle lampade al mercurio e al sodio che, fino a pochi anni fa, erano la sorgente principale di inquinamento luminoso (vedi figura 4).

Figura 4: Le curve di trasmissione dei filtri UHC sovrapposti allo spettro di emissione di lampade al Sodio, Mercurio ed oggetti astrofisici (nebulose e galassie).

Con UHC si va spesso ad indicare non solo un determinato filtro anti-inquinamento luminoso ma anche l’intera famiglia di filtri caratterizzati da risposte spettrali simili. In particolare esistono tre diversi filtri UHC:

• UHC: è il filtro che da il nome alla famiglia. È il più efficiente nel taglio della luce artificiale e fa passare gran parte della radiazione rossa (linea H-alfa).
• UHC-E: Questo filtro è analogo all’UHC ma è meno efficiente nel taglio della radiazione ad alta frequenza. In particolare questo filtro fa passare parte delle radiazioni provenienti dalle lampade ai vapori di mercurio.
• UHC-S: Questo filtro è il meno efficiente della famiglia in quanto poco filtrante sia alle alte frequenze che nella regione spettrale di emissione delle lampade al sodio e nelle basse frequenze (luce rossa). In compenso blocca la radiazione del vicino-infrarosso senza però apportare particolari miglioramenti in termini di qualità delle immagini astronomiche.

Tutti questi filtri vengono venduti dalla ditta Astronomik anche se è possibile trovare filtri UHC di altre marche.

Filtri LPR

I filtri UHC l’hanno fatta da padrone negli anni 2000 in quanto gli unici in grado di ridurre in modo sostanziale l’inquinamento luminoso in astrofotografia. In particolare erano adatti sia per riprese da cieli cittadini (UHC) che da cieli mediamente inquinati (UHC-E). Infine, anche da cieli bui l’utilizzo di un filtro UHC-S può migliorare la qualità globale dell’immagine in termini soprattutto di contrasto. Il prezzo da pagare però non è poco. Tagliando lo spettro in modo così netto nelle frequenze 500-600 nm, si modifica la composizione spettrale e quindi il colore delle sorgenti luminose e pertanto le nostre immagini presentano con i filtri UHC forti dominanti verde-acqua e magenta. Questa dominante poteva essere eliminata con tecniche di “cosmetica” come il bilanciamento del bianco e l’utilizzo di filtri di correzioni quali HLVG (Adobe Photoshop). Malgrado gli sforzi però, le immagini riprese con filtri UHC posseggono sempre una dominante residua. Proprio per ovviare ciò, nell’ultimo ventennio sono stati prodotti una serie di filtri dal nome LPR (Light Pollution Reduction) ad opera dell’azienda IDAS. La risposta spettrale alle lampade al sodio e al mercurio di questi filtri è illustrata in figura 5.

Figura 5: Le curve di trasmissione dei filtri LPR-IDAS sovrapposti allo spettro di emissione di lampade al Sodio, Mercurio ed oggetti astrofisici (nebulose e galassie).

 Anche i filtri LPR vivono in famiglia e ne esistono di tre modelli di cui due praticamente identici:

• IDAS D1 / IDAS P2: è sotto tutti gli effetti un filtro UHC con l’unica differenza che l’IDAS lascia passare parte della radiazione nella regione tra 500 e 600 nm ad esclusione del picco del sodio. In questo modo la “perturbazione” dei colori ad opera del filtro risulta ridotta così come le dominanti residue che, dopo un opportuno bilanciamento del bianco, sono praticamente nulle. Non esistono sostanziali differenze tra i filtri D1 e P2 di cui il primo non è nient’altro che l’evoluzione tecnologica del secondo.
• IDAS V4: questo è un filtro molto particolare. Praticamente è un filtro UHC molto stretto centrato sulle linee di emissione delle nebulose (idrogeno, ossigeno). L’efficienza nel taglio dell’inquinamento luminoso è pertanto molto elevata.

Filtri CLS e SkyGlow

Terminiamo la nostra carrellata sui filtri anti-inquinamento luminoso analizzando gli ultimi due diffusi sul mercato: CLS (City Light Suppression) e SkyGlow (“alone luminoso” in italiano). La risposta spettrale dei due filtri è riportata in figura 6.

Figura 6: Le curve di trasmissione dei filtri CLS e SkyGlow sovrapposti allo spettro di emissione di lampade al Sodio, Mercurio ed oggetti astrofisici (nebulose e galassie).

Come si vede dall’immagine i filtri CLS e SkyGlow sono nuovamente dei filtri UHC ma capaci di far passare molta più radiazione incidente a scapito ovviamente della loro capacità di ridurre l’inquinamento-luminoso. Proprio per questo l’utilizzo di questi filtri è spesso limitato all’osservazione visuale del cielo o a riprese da cieli poco inquinati.

I filtri anti-inquinamento luminoso all’epoca dei LED

Se dopo decenni di sofferenza a causa dell’inquinamento indotto dalle lampade a mercurio e sodio si era trovata una soluzione grazie ai filtri UHC, LPS, CLS e SkyGlow, il nuovo millennio ha dato i natali ad una nuova tecnologia di illuminazione: le lampade LED. Molto abbiamo detto di queste lampade nei paragrafi precedente ma molto ancora rimane da argomentare sugli effetti di questa lampade in termini di inquinamento luminoso. La prima caratteristica già analizzata è che i LED hanno uno spettro di emissione continuo il che vuol dire che la loro luce disturba tutte le frequenze della radiazione luminosa. Se quindi con un filtro è possibile rimuovere la parte dello spettro elettromagnetico dove una certa lampada emette in modo discreto, nel caso dei LED l’efficacia di un filtro è notevolmente ridotta.

Inoltre abbiamo sempre parlato di spettro delle lampade, dimenticando che parte del contributo dell’inquinamento luminoso totale è dovuto alla diffusione dei raggi luminosi artificiali da parte dell’atmosfera terrestre. La diffusione è tanto maggiore quanto minore è la lunghezza d’onda della radiazione incidente. Una luce calda come quella delle lampade al sodio diffonde molto meno di una luce bianca (LED) la cui componente blu viene diffusa in modo molto efficiente. Inoltre ricordiamo che i LED hanno un picco residuo molto luminoso nel blu. A parità di potenza quindi le lampade LED diffondono maggiormente la loro luce aumentando l’inquinamento luminoso. Dimentichiamoci quindi i vecchi aloni arancioni che circondavano le città per passare a dei cieli azzurri, simili a quelli diurni.

Purtroppo il problema dell’utilizzo di lampade LED non ha un’immediata soluzione. In figura 7-8-9 vediamo la risposta spettrale dei filtri anti-inquinamento luminoso alle lampade LED.

Figura 7: Le curve di trasmissione dei filtri UHC sovrapposti allo spettro di emissione di lampade LED ed oggetti astrofisici (nebulose e galassie).

Figura 8: Le curve di trasmissione dei filtri LPR-IDAS sovrapposti allo spettro di emissione di lampade LED ed oggetti astrofisici (nebulose e galassie).

Figura 9: Le curve di trasmissione dei filtri CLS e SkyGlow sovrapposti allo spettro di emissione di lampade LED ed oggetti astrofisici (nebulose e galassie).

Quale filtro utilizzare

Concludiamo questo articolo cercando di riassumere con una tabella (tabella 1) gli utilizzi dei vari filtri analizzati e la loro efficacia nei confronti delle lampade a scarica e LED. Abbiamo trascurato le lampade ad incandescenza dato il loro basso contributo all’inquinamento luminoso totale.

Tabella 1: caratteristiche principale dei filtri anti-inquinamento luminoso. Per ogni filtro è indicato l’utilizzo ottimale ovvero un impiego limitato alla ripresa di nebulose ad emissione o planetarie o un impiego più generico. Inoltre si riporta la capacità di filtraggio dell’inquinamento luminoso generato da lampade a scarica e LED.

Concludendo, tra i filtri maggiormente presenti sul mercato nell’ottica di un aumento dell’utilizzo di tecnologia LED per l’illuminazione pubblica e privata, i più efficaci in termini di riduzione dell’inquinamento luminoso rimangono gli UHC, UHC-E e LPR-IDAS V4. Efficacia comunque ridotta dall’impossibilità di schermare lo spettro continuo e l’elevata diffusione della luce prodotta dalle lampade LED.

L’inquinamento luminoso consiste nella diffusione della luce parassita generata dall’illuminazione artificiale da parte dell’atmosfera terrestre. L’effetto complessivo è quello di una riduzione del rapporto segnale/fondo cielo con conseguente perdita di magnitudine apparente visibile da una determinata regione.

All’inquinamento luminoso contribuiscono sia l’illuminazione pubblica che quella privata. Mentre la prima rimane più o meno costante durante l’intera durata della notte, la seconda connessa all’attività umana dovrebbe diminuire nel corso del tempo a seguito per esempio dello spegnimento delle luci domestiche o diminuzione del traffico stradale.

Se si considera una regione limitata di cielo, allora la luminosità media della stessa dovrebbe variare nel corso della notte con un abbassamento progressivo all’aumentare delle ore dopo il tramonto. A tale scopo si è deciso di riprendere per una notte intera (quella a cavallo tra il 22 ed il 23 luglio 2015) una porzione di cielo delle dimensioni di 23° x 16°, prossima allo zenit, utilizzando un obiettivo fisheye da 8 mm su reflex Canon EOS 500D modificata Baader. Le misure sono state effettuate presso l’Osservatorio Astronomico Smeraldino.

Le immagini in formato RAW, sono state analizzate con IRIS, considerando come valore medio di luminosità della foto il minimo valore in ADU presente nella sezione di cielo considerato. Ovviamente si è prestata attenzione a considerare un valore minimo di ADU superiore al nero pari a circa 1020 ADU.

Il grafico della luminosità del cielo in funzione dell’ora locale è rappresentato in figura 1.

Figura 1: variazione della luminosità del cielo espressa in ADU in funzione dell’ora legale. Le linee verdi verticali rappresentano il crepuscolo nautico, mentre quelle rosse il crepuscolo astronomico rispettivamente di Luna (sinistra) e Sole (destra).

Il grafico mostra in modo evidente i due crepuscoli astronomici, il primo a sinistra della Luna al tramonto (ore 1:42) mentre il secondo a destra del Sole all’alba (ore 3:39). Ovviamente a causa della differente magnitudine dei due oggetti il crepuscolo solare è ben più “intenso” di quello lunare.

Poco prima della fine del crepuscolo astronomico lunare, un sistema nuvoloso è passato nei pressi dello zenit intorno alla 01:21 aumentando improvvisamente la luminosità del cielo dato l’elevato albedo delle nuvole (conseguente aumento di riflessione delle luci artificiali verso terra).

Purtroppo la presenza della Luna e il passaggio delle nubi non hanno permesso un lungo monitoraggio dell’inquinamento luminoso, limitato a poche ore nel cuore della notte. Si è notata comunque una piccola variazione pari al (-0.7±0.4)% al limite della rivelazione.  Quello che ci si aspettava era una variazione sostanziale nelle prime ore della notte, tra le 22.30 circa e le 2.00. Purtroppo la presenza di Luna e nuvole hanno impedito questo tipo di misura.

In ogni caso, la misura effettuata ha mostrato la validità del metodo utilizzato. La stessa verrà ripetuta in autunno e/o inverno in condizioni di luna nuova o calante. Inoltre lo stesso metodo potrà essere utilizzato per misure di inquinamento su scala stagionale al fine di identificare i fattori che influenzano la qualità del cielo. A titolo puramente qualitativo riportiamo in figura 2 la somma delle pose effettuate durante la misura.

Figura 2: somma delle immagini utilizzate per lo studio dell’inquinamento luminoso all’Osservatorio Astronomico Smeraldino.

Con Passo dello Spluga intendiamo la zona alpina limitrofa al passo alpino che separa l’Italia dalla Svizzera. In particolare i luoghi adatti all’osservazione del cielo notturno spaziano tra le frazioni di Madesimo Stuetta e Montespluga. Se interessati all’orizzonte nord allora anche il piazzale a lato della (ex) dogana Italia-Svizzera può essere un buon punto osservativo. Le zone d’osservazione che descriveremo in questo post sono invece adatte per la ripresa del cielo ed in particolare l’orizzonte sud, sud-ovest. Dal punto di vista dell’Inquinamento Luminoso il Passo dello Spluga è decisamente il posto più buio sperimentato in Lombardia, battendo addirittura il Passo del Mortirolo. Una stima veloce effettuata ad occhio nudo ha mostrato una magnitudine limite pari a circa 5.7. Dal punto di vista meteo invece il Passo dello Spluga è molto delicato. Una brezza tiene sempre pulito il cielo e basso il tasso di umidità. Questo è un bene a patto che la brezza non diventi vento, cosa che spesso accade. In assenza di brezza l’umidità (generata anche dal lago presente nelle vicinanze del passo) tende ad aumentare. I punti di osservazione individuati sono sostanzialmente due:

• Punto di osservazione A: situato alla fine di una sterrata nelle vicinanze della frazione di Montespluga (via Ferré). Questa zona è piuttosto isolata ed un comodo tavolino in pietra rende agevole l’osservazione/ripresa del cielo stellato. Unico difetto sono le mucche (e simili) che possono muoversi abbastanza liberamente nella zona, quindi preparatevi a rimanere vigili sulla salute dei vostri strumenti e… non da meno… l’inquinamento luminoso. Infatti malgrado il cielo risulti particolarmente buio, alcuni lampioni del paese di Montespluga illuminano il punto di osservazione disturbando l’osservazione.
• Punto di osservazione B: situato alla fine di una sterrata a lato della statale SS36 (imbocco della sterrata al km 145 provenendo dall’Italia). Questa zona è decisamente più buia del punto di osservazione A, schermata dalle luci (poche) della diga e dai fari diretti delle auto.

Rifugio Stuetta

A Montespluga, così come praticamente in tutte le frazioni di Madesimo (oltre al paese ovviamente) sono presenti delle strutture alberghiere. ASTROtrezzi consiglia comunque il Rifugio Stuetta situato di fronte alla diga del lago di Montespluga. E’ possibile raggiungere lo stabile in auto sempre percorrendo la SS36. Il rifugio offre ampio parcheggio e la possibilità di effettuare piacevoli passeggiati diurne. Le camere sono “da rifugio”, quindi aspettatevi brandine e letti a castello. E’ possibile pranzare e cenare direttamente al Rifugio Stuetta che offre un’ampia scelta di piatti (anche vegetariani). Purtroppo i punti di osservazione A e B sono lontani dal rifugio ed è quindi necessario muoversi in auto per raggiungerli.

Con Passo del Mortirolo (o della Foppa) intendiamo la zona limitrofa al passo alpino che separa la Valtellina dalla Valle Camonica. Le aree migliori per l’osservazione del cielo notturno si trovano tutte nel versante bresciano dove l’orizzonte sud risulta completamente aperto. L’inquinamento luminoso risulta praticamente molto basso conferendo, a giudizio personale, il titolo di miglior cielo notturno di Lombardia dopo il Passo dello Spluga. Dal punto di vista meteo il Passo del Mortirolo risulta essere molto buono mostrando sempre spazi di sereno anche quando le previsioni danno condizioni di pioggia.

Le condizioni di cielo sereno sono classificabili in tre categorie:

• cielo sereno con vento: in questo caso risulta difficile riprendere delle immagini astronomiche. Il vento può essere continuo permettendo riprese a focali pari a 500 mm o a raffiche impedendo praticamente ogni tipo di ripresa del cielo;
• cielo sereno con umidità: si sconsiglia in questo caso di montare la propria strumentazione astronomica in prati, soprattutto se appena tagliati. L’umidità può raggiungere livelli altissimi portando a condensazioni di ottiche e specchi secondari. In questo caso si consiglia di salire al punto di osservazione C.
• cielo sereno in assenza di vento ed umidità standard: le condizioni ideali per riprese astronomiche. È proprio questo caso quello che ha permesso di ottenere le migliori immagini di ASTROtrezzi.

Al Passo del Mortirolo sono presenti numerosi agriturismi dove pranzare e cenare. Per quanto riguarda il pernottamento è possibile soggiornare all’Albergo Passo del Mortirolo dove i gestori sono persone veramente educate e disponibili a tollerare gli strani orari degli astrofili. Anche all’Albergo Passo del Mortirolo è possibile pranzare e cenare. Il menù è vario con piatti tipici anche vegetariani.

Albergo Passo del Mortirolo

I punti di osservazione consigliati sono tre:

• Punto di osservazione A: per chi alloggia all’Albergo Passo del Mortirolo è possibile montare gli strumenti direttamente nel parcheggio dell’hotel dove si ha una buona visione sull’orizzonte est-sud. L’ovest ed il nord risulta leggermente coperto dai monti.
• Punto di osservazione B: scendendo nel versante bresciano si segua la prima strada (strettina) sulla sinistra. Questa sale di circa duecento metri di dislivello o poco più arrivando in una conca da dove si vede tutta la vallata. L’orizzonte qui è molto aperto a sud, leggermente coperto l’est, l’ovest ed il nord. Purtroppo questa zona è spesso ventosa ma può essere utile quando l’umidità risulta piuttosto elevata.
• Punto di osservazione C: si prosegue oltre il punto di osservazione B percorrendo la strada asfaltata che si fa sempre più dissestata (prestate attenzione se avete automobili molto basse). Dopo una curva troverete un ampio slargo a sinistra (5/6 posti auto) da dove parte un sentiero di montagna. Qui avrete un ottimo orizzonte sud ed ovest. Il nord è parzialmente coperto mentre abbastanza aperto l’est. Questa zona è spesso priva di vento e di umidità, risultando la migliore delle tre.