Negatywne skutki zanieczyszczenia świetlnego występują głównie w dużych miastach, ale wskutek suburbanizacji i elektryfikacji wsi zjawisko to dotyczy w coraz większym stopniu terenów wiejskich. W celu określenia poziomu natężenia tego zjawiska opracowano metody jego pomiaru, które podzielić można na dwie kategorie. Pierwszą stanowią metody oparte na obserwacji wzrokowej osób prowadzących pomiary. Do drugiej kategorii natomiast należą metody polegające na użyciu urządzeń pomiarowych bądź rejestracyjnych.

Metody obserwacyjne stsowane przy pomiarach poziomu zanieczyszczenia świetlnego polegają na oszacowaniu jasności nocnego nieba na podstawie obserwacji poszczególnych obiektów astronomicznych. Podzielić je można na 3 grupy. Do pierwszej należą metody szacowania jasności nieba na podstawie obserwacji rozciągłych struktur takich jak Droga Mleczna czy światło zodiakalne. Najbardziej znaną z tego typu metod jest dziewięciostopniowa skala Bortle’a, której poszczególne stopnie charakteryzują następującą jasność nieba:

Klasa 1 – bardzo ciemne niebo. Droga Mleczna rzuca wyraźne cienie na powierzchnię Ziemi. Widoczne są następujące zjawiska: poświata atmosferyczna, pas zodiakalny, światło zodiakalne i przeciwświecenie. Takie niebo spotkać można właściwie tylko w okolicach równika. Widoczne są najsłabsze gwiazdy o jasności 7,6-8,0 mag.

Klasa 2 – naturalnie ciemne niebo. Charakterystyka nieba podobna do powyższej jednak okolice horyzontu są już nieco jaśniejsze. Struktura Drogi Mlecznej wyraźnie widoczna. Można obserwować najsłabsze gwiazdy o jasności 7,1-7,5 mag.

Klasa 3 – niebo wiejskie. Złożone struktury na niebie widoczne są szczegółowo głównie w okolicach zenitu. Niebo nad horyzontem jest dużo jaśniejsze niż w innych partiach nieba. Widoczność światła zodiakalnego wyraźna jest jedynie na wiosnę i jesienią. Można obserwować słabe gwiazdy o jasności 6,6-7,0 mag.

Klasa 4 – niebo przejściowe między wiejskim a podmiejskim. Można zaobserwować Drogę Mleczną lecz bez wyraźniej struktury. Nad horyzontem wyraźne łuny światła generowane przez oświetlenie okolicznych miast i miejscowości. Widoczne są gwiazdy o jasności 6,1-6,5 mag.

Klasa 5 – niebo podmiejskie. Struktura Drogi Mlecznej widoczna jedynie w okolicach zenitu. Obłoki chmur są wyraźnie jaśniejsze od tła nieba. Nad horyzontem łuny światła. Można zaobserwować słabe gwiazdy o jasności 5,6-6,0 mag.

Klasa 6 – jasne niebo podmiejskie. Droga Mleczna widoczna w okolicach zenitu jednak pozbawiona jest wyraźnej struktury. Światło zodiakalne zupełnie niewidoczne. Niebo nad horyzontem wyraźnie jasne. Widoczne są słabe gwiazdy o jasności 5,1-5,5 mag.

Klasa 7 – niebo przejściowe między podmiejskim a miejskim. Subtelne struktury nocnego nieba są niewidoczne. Niebo ma kolor szarobiały. Chmury są wyraźnie oświetlone. Można zaobserwować gwiazdy o jasności 4,6-5,0 mag.

Klasa 8 – niebo miejskie. Niebo białe lub pomarańczowe, tak jasne że można czytać książki napisane większą czcionką. Gwiazdozbiory w większości nierozpoznawalne. Widać gwiazdy o jasności 4,1-4,5 mag.

Klasa 9 – niebo w centrach miast. Widoczne jedynie: Księżyc, jaśniejsze planety oraz silniejsze gwiazdy o jasności nie mniejszej niż 4,0 mag.

Kolejną grupą metod są pomiary polegające na liczeniu gwiazd w obrębie wybranego gwiazdozbioru/obszaru nieba. Ta metoda jest jedną z najprostszych i jest podstawą popularnej na całym świecie kampanii społecznościowej Globe at Night. W jej wyniku przeprowadzono w 2013 r. ponad 16 tysięcy obserwacji w 89 krajach. Głównymi uczestnikami projektu były osoby mieszkające w Stanach Zjednoczonych, Indiach, Korei Południowej, Polsce, Kanadzie, Maroko, Japonii, Chile i Rumunii. Pomiary w ramach projektu Globe at Night prowadzone są od 2006 r. i ich wyniki stanowią ogromną bazę danych z zakresu określania poziomu zanieczyszczenia świetlnego w poszczególnych regionach.

Ostatnią grupą metod obserwacyjnych są pomiary jasności nieba za pomocą wyznaczania wielkości granicznych gwiazd (ang. limiting magnitude). Polegają one na wyszukiwaniu najsłabszej widocznej na niebie gwiazdy (przeważnie zlokalizowanej wysoko nad horyzontem) za pomocą zerkania. Metoda ta sprowadza się zazwyczaj do obserwacji danej gwiazdy kątem oka dzięki czemu światło pada na bardziej czuły brzeg siatkówki. Ta metoda jest nieco trudniejsza od dwóch wcześniej przedstawionych ponieważ po znalezieniu danej gwiazdy trzeba odszukać jej obserwowalną wielkość gwiazdową w specjalnych (ogólnodostępnych) tabelach.

Wielkim plusem metod obserwacyjnych stosowanych w celu zmierzenia poziomu zanieczyszczenia świetlnego jest ich prostota oraz bardzo niskie koszty przeprowadzenia pomiaru. Niestety pomiary te obarczone są wieloma błędami. Pierwsza z opisanych jest mało precyzyjna i stosowana jest właściwie tylko do bardzo amatorskich celów. Druga z metod jest dużo bardziej precyzyjna jednak wynik pomiaru jest zależny od czynników, które wpływają również na wyniki pomiarów prowadzonych za pomocą trzeciej z metod. Przede wszystkim wyniki uzależnione są od wad wzroku poszczególnych obserwatorów. Jedna osoba ma silniejszy wzrok od drugiej przez co pomiary prowadzone przez kilka osób w tym samym miejscu mogą się od siebie różnić. Dodatkowo przed przeprowadzeniem pomiarów zalecana jest akomodacja oka do warunków nocnych. Za szybko przeprowadzona lub zakłócona przez sąsiadujące z miejscem pomiarowym źródła światła potrafi wpłynąć fałszująco na wynik badania. Należy również wspomnieć o właściwościach atmosfery rzutujących na błędy w pomiarach. Niewidoczne gołym okiem zachmurzenie, delikatna mgła lub turbulencje w atmosferze również wpływają na błędy w wynikach prowadzonych pomiarów, więc przed przystąpieniem do badania należy się upewnić aby wymienione czynniki w jak najmniejszym stopniu wpływały na wynik pomiaru.

Drugą główną kategorię metod skupionych wokół pomiarów zanieczyszczenia świetlnego stanowią badania przeprowadzane za pomocą różnego rodzaju urządzeń. Można je podzielić na dwie grupy. Do pierwszej należą badania polegające na analizach zdjęć nocnego nieba. W latach osiemdziesiątych XX wieku przeprowadzono w ten sposób pomiary jasności nocnego nieba w Japonii. W prawie 150 punktach pomiarowych zrobiono zdjęcia wycinka sfery wokół zenitu stosując przy tym różne czasy naświetlania.  Analogiczne pomiary przeprowadzono kilka lat później na terenie Holandii. Nieco zmodernizowaną wersję tej metody zastosowano w 1991 r. pod Katanią na Sycylii. Zastosowano obiektyw szerokokątny robiąc zdjęcia całego nieba. Następnie wykonano na ich podstawie szereg map konturowych, z których określono jaka część oświetlenia publicznego jest marnotrawiona. Od tamtej pory dosyć powszechnie stosuje się obiektywy szerokokątne (rybie oko) do fotografowania jasności nocnego nieba w danym punkcie pomiarowym. W XXI wieku pojawiło się nowe narzędzie stosowane w tych celach i ogólnie w celach rejestracji zjawisk astronomicznych – kamery CCD.

Wyżej wymienione metody posiadają jeden dość istotny minus. Wykonanie pomiarów na dużym terytorium jest pracochłonne, czasochłonne i wymaga zaangażowania dużej ilości osób przy ich stosowaniu. Ta wada nie dotyczy jednak zdjęć satelitarnych, których wykonanie w wysokiej rozdzielczości w ramach amerykańskiego programu DMSP, a następnie ich udostępnienie sprawiło rewolucję w badaniach nad poziomem zanieczyszczenia świetlnego w skali globalnej. Analiza tych danych (pochodzących z połowy lat dziewięćdziesiątych) prowadzona była przez różne zespoły badawcze. Najbardziej przełomowym owocem tych analiz było utworzenie pierwszego na świecie atlasu zanieczyszczenia świetlnego. Po zastosowaniu modeli matematycznych z otrzymanych zdjęć satelitarnych uzyskano trzy wersje atlasu: prezentującą poziom zanieczyszczenia świetlnego, poziom ogólnej jasności nieba oraz przewidywaną liczbę gwiazd widocznych nieuzbrojonym okiem.

Ryc. 1. Poziom zanieczyszczenia świetlnego na świecie (kolory czarny i szary - naturalnie ciemne niebo, kolor czerwony - niebo miejskie)

 Ryc. 2. Poziom zanieczyszczenia świetlnego w Europie (kolory czarny i szary - naturalnie ciemne niebo, kolor czerwony - niebo miejskie)

Inną metodą określania poziomu zanieczyszczenia świetlnego jest stosowanie mierników jasności powierzchniowej. W przeciwieństwie do wcześniej stosowanych niewygodnych w użyciu i drogich instrumentów pomiarowych na początku XXI wieku pojawiło się urządzenie stosunkowo tanie w zakupie, lekkie i proste w obsłudze. Mowa o mierniku Sky Quality Meter (SQM – spotykanym w kilku wersjach) produkowanym przez kanadyjską firmę Unihedron. Od momentu pojawienia się SQM na rynku wykonano nim pomiary w wielu miejscach na świecie. Urządzenie to stało się również popularnym narzędziem w rękach naukowców zajmujących się opisywaną problematyką.

Ryc. 3. Sky Quality Meter -Model L firmy Unihedron

Grzegorz Iwanicki

Źródła ilustracji:

Ryc. 1. (http://www.crazynauka.pl/w-polsce-noca-najciemniej-jest-w-bieszczadach/)

Ryc. 2. (http://en.wikipedia.org/wiki/Light_pollution)

Ryc. 3. (http://www.wygasz.edu.pl/index.php/sky-quality-meter.html)