Světelné znečištění nad hvězdárnami ve Vyškově a v Brně:
nad vyškovskou je osmkrát menší

Porovnání bylo provedeno v neděli 3. února 2008, s využitím digitálního fotoaparátu Fuji S5000 (ve Vyškově hned po půlnoci, v Brně pak večer) a pomocí speciálního přístroje na měření nízkých jasů, Sky Quality Meter (obojí hned po půlnoci). Ve Vyškově je měření pořízeno vedle hvězdárny (u staré hlavní silnice Vyškov-Kroměříž), na místě stejně vzdáleném od města, ale necloněném okolní vegetací, takže jsou lépe patrné místní zdroje světla.

Snímky oblohy jsou pořízeny největší expozicí, kterou kamera umožňuje (2 s, clona 2.8). Zmenšeniny obrázků jsou pořízeny z náhledů uložených kamerou aplikováním programu convert s nastavením gamma=2.5, aby byl i při tak malé expozici dobře patrný jas oblohy. Kvantitativní informace o jasu oblohy poskytují barevně kódované obrázky v logaritmické škále.

Jako v každém měření i zde potřebujeme vhodnou stupnici. V tomto případě jsme použili logaritmickou škálu jasu:

Jednotkou je kandela na metr čtvereční, což lze krátce označit též jako nit (a užívat pak také decinit, centinit, milinit). Každý sled intenzit jedné barvy obsahuje jeden desítkový řád.

Vyškov
Brno
Pohled směrem k městu. Rozdíl je zcela zřetelný i bez dalšího digitálního zpracování snímku. V případě Vyškova míří osa snímku patnáct stupňů vlevo od západu, v případě Brna na jihovýchod. Na obou snímcích jsou patrné hvězdy v Orionu. Ve Vyškově záběr míří poněkud níže, což rozdílnost jasů nebe na první pohled poněkud zmenšuje. Nicméně s použitím stejných úhlových výšek nad obzorem zjistíme, že jas nebe nad Vyškovem je v tomto případě šestkrát nižší.

Vyškov
Brno
Pohled od města. Ve Vyškově je to na východ (tedy od Vyškova směrem k Ivanovicím na Hané, na snímku jsou nejjasnější hvězdy v Pastýři a Severní koruně, tj. vpravo Arcturus a vlevo Gemma), v Brně potom na severozápad (vpravo na snímku je Vega, vlevo nahoře od ní jsou patrné nejjasnější hvězdy z Labutě). Nebe směrem od města je při pohledu z vyškovské hvězdárny sedmkrát (!) temnější než při pohledu z brněnské.

Analýzou obrazů hvězd na snímcích jsem ověřil, že vzduch byl v neděli velmi průzračný. Astronomicky vyjádřeno, hvězdy v zenitu byly rozptylem svého světla v ovzduší zeslabené jen o pětinu.

Jiné porovnání poskytl měřicí přístroj namířený svisle vzhůru. Fotoaparát v tomto případě nestačil z toho důvodu, že jas vyškovského nebe je skutečně dost nízký – obloha svisle nad vyškovskou hvězdárnou byla pro danou kameru „příliš tmavá“. Při omezení měřené oblasti v nadhlavníku pomocí kolimátoru asi na 20 stupňů jsme zjistili jasy nebe 0,4 milinitu pro Vyškov a 1,7 milinitu pro Brno (odhadnuté průměry z řady opakovaných měření viz soubor br-vy.htm). To znamená, že v zenitu je poměr mezi oběma lokalitami menší, nebe nad Vyškovem je v tomto případě „jen“ čtyřikrát tmavší než nad Brnem. Nebo jinými slovy: nad vyškovskou hvězdárnou je obloha během noci s průzračným ovzduším jen dvakrát světlejší než v přírodě, kde má za dobrých podmínek (nízká aktivita Slunce apod.), jen dvě desetiny milinitu. Vyškovská obloha byla tu noc lepší, než jsem během zim 2005 a 2006 nalezl na hřebenech Krkonoš. Zato v Brně bylo i za oné noci s výjimečně průzračným vzduchem nebe v nadhlavníku oproti přírodnímu stavu světlejší osmkrát. Z toho vyplývá, že ve Vyškově lze veřejnosti ukázat noční nebe dosud velmi působivé, zatímco v Brně se o něčem takovém dá stěží mluvit už od konce sedmdesátých let dvacátého století.

Dalším výsledkem je fakt, že znečištění uměle přidaným světlem je nad vyškovskou hvězdárnou osmkrát menší než nad brněnskou, v případě Vyškova tvoří totiž až polovinu jasu nebe přírodní složka.

Proč je rozdíl mezi oběma hvězdárnami tak veliký? Příčinou je různá velikost obou měst a také umístění hvězdáren v různých částech zástavby, vyškovská je více na periferii.

Podtrženo a sečteno: Z fungujících moravských hvězdáren je na tom ta vyškovská asi vůbec nejlépe. Přitom je z Vyškova (na kole, ale i vláčkem do „Dinoparku“) pěkně dostupná. Ale i dostupnost z Brna je výborná a v budoucnu se jistě bude dále zlepšovat. Lze zkrátka říci, že pro obyvatele jihomoravského kraje je vyškovská hvězdárna jinými nenahraditelná, a že si zaslouží být součástí větší instituce s dostatečným odborným zázemím, jakou je hvězdárna brněnská.

PS.
Metoda měření jasů pomocí kamer je popsána např. zde, více o nočním prostředí viz např. zde. A ještě nečíselný dodatek o tom, jak obloha ve Vyškově vypadá: velikánská kometa 17P/Holmes byla (pár stupňů vlevo od hvězdy Algol v Perseovi) vidět binarem 10×50 velmi pěkně, na první pohled, ač byla už poměrně nízko na nebi a na té horší straně, už ve světelné čepici Vyškova a dalších obcí směrem k Prostějovu. V Brně u nás doma na zahradě na Lipové jsem ji předtím identifikoval dost těžko, na brněnské hvězdárně jsem ji v neděli večer neviděl vůbec, až byla přímo v nadhlavníku. (Pěkný přehled viz Tříměsíční pohyb komety Holmes ze série Astronomický snímek dne – sever je na snímku vlevo, jasná hvězda vpravo je Algol, vpravo od něj je ω~Per; mnohem kratčeji exponovaná hvězda vlevo na snímku, před níž kometa prošla v půli listopadu je Mirfak.)

PPS.
v sobotu 9. února jsem přidal k podrobným informacím ke každému snímku (html soubor, na který vede vždy levý obrázek ve skutečných barvách) přidal dva další způsoby zobrazení fotometrických údajů: jeden vyjadřuje alternativně jasy políček pomocí údaje, kolik magnitud má jejich čtvereční vteřina (a vynechává pomocné údaje, jako hranice políček, jejich souřadnice a medián zelených pixelů), druhý udává přímo změřené hvězdné velikosti hvězd dělené jednou magnitudou. Přesně vzato, jde o pixely s jasy nad zvoleným limitem – takovým, aby v podstatné části snímku šlo právě jen o hvězdy. Údaje odpovídají očekávání při zenitové extinkci kolem 0,23 mag (odchylky jednotlivých měření jsou u jasných hvězd do 0,2 mag, přestože jde jen o několik 4-pixelů a záleží na tom, na kterou z RGB složek takového RGGB pixelu světlo dopadne; při pouhé dvousekundové expozici se uplatní i scintilace). Podotýkám, že kamera nebyla nikdy kalibrována pomocí stálic, to reálně umožnil až vývoj programu raw2lum a navazujících skriptů během uplynulého týdne.

Podkladem pro zobrazení hvězdných velikostí jedné čtvereční vteřiny jsou kromě barevně kódovaných jasů také původní snímky s odečtenými darkframy (snímky se zakrytým objektivem), programem convert zobrazené osmibitově s nastavením gamma=3. Zvýrazní se tak sice tepelný šum snímku, ale také hvězdy. Na rozdíl od původních náhledů uložených kamerou mají tyto snímky stejnou geometrii jako vložená síť údajů (nejsou ořezány proužky na okrajích).