Misure spettrali

Utilizzando uno spettrografo applicato ad un telescopio è possibile studiare la distribuzione spettrale della luce del cielo notturno (vedi ad esempio Turnrose 1974; Osterbrock et al.  1976; Martin Mateo 1983; Massey et al.  1990; Osterbrock et al.  1992). La tecnica è la stessa che si utilizza per ricavare lo spettro di oggetti estesi. Anche qui il problema è quello di ridurre le intensità nella scala dello strumento ad unità di flusso assolute (ad es. $erg~cm^{-2}~arcsec^{-2}~sec^{-1}~\AA^{-1}$). Questo può essere fatto utilizzando come spettro di confronto quello di una stella standard ma occorre determinare, come sempre, l'estinzione , che varia in funzione della lunghezza d'onda (vedi ad es. Gutierrez-Moreno et al.1969). La calibrazione in lunghezza d'onda viene fatta con uno spettro di una sorgente campione le cui righe di emissione abbiano una lunghezza d'onda accuratamente determinata.

In genere le righe più forti nello spettro visibile dovute all'inquinamento luminosoquelle del sodio (NaI), che si sovrappongono a quelle naturali del cielo, e quelle del mercurio (HgI). Osterbrock (1976) ha osservato anche due righe del potassio (KI) a 7665 Åe 7699 Å. Esse probabilmente provengono dalle impurità presenti nelle lampade al sodio. La riga del litio è riportata da Chamberlain (1961) come riga naturale del cielo ma la sua intensità potrebbe in certi casi essere anch'essa dovuta ad impurità nelle lampade al sodio.

Non sempre è necessario studiare tutto lo spettro. Martin Mateo (1983), ad esempio, si è limitato a misurare l'intensità degli spettri, che aveva ottenuto con uno spettrofotometro a larga banda (4000$\AA$- 7000$\AA$), in quattro zone centrate su i) $4400\AA$, che corrisponde ad una emissione del mercurio; ii) $4900\AA$, che è una misura dell'inquinamento del continuo nella zona blu dello spettro; iii) $5900\AA$, che è la zona del doppietto del sodio; iv) $6600\AA$, che è una misura dell'inquinamento del continuo nella zona rossa dello spettro.