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Radioastronomia 1

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vengono illustrate le caratteristiche della radiazione, la sua emissione e le grandezze fisiche in radioastronomia

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Radioastronomia 1

  1. 1. RADIOASTRONOMIA La radiazione e la sua emissione Le grandezze fisiche in radioastronomia Mario Sandri mario.sandri@gmail.com http://xoomer.alice.it/mario.sandri MSN: mario.sandri@hotmail.it Skype: mario_sandri Italian Amateur Radio Astronomy Group Gruppo Ricerca Radioastronomia Amatoriale Trentino Sezione di Ricerca Radioastronomia UAI International Meteor Organization Società Italiana di Fisica
  2. 2. “Nascosto dietro l’Universo visibile vi è un altro Universo, affascinante e strano. È quello che l’esplorazione del cielo nella banda radio ci ha permesso di scoprire. Se i nostri occhi potessero vedere le onde radio, le stelle non risulterebbero visibili; osserveremo i guizzi delle pulsar, alcune galassie sembrerebbero locomotive a vapore che emettono lunghi sbuffi dal nucleo, e la Via Lattea ci apparirebbe come uno splendido albero di Natale.”
  3. 3. Cosa osserviamo Gli astronomi osservano (o vedono) un oggetto quando la radiazione elettromagnetica da questo emessa (o riflessa) interagisce con i rivelatori di un telescopio.
  4. 4. Che cos’è la radioastronomia? La radioastronomia studia i corpi celesti analizzando la radiazione elettromagnetica da questi emessa nell'intervallo spettrale delle radioonde grazie ai radiotelescopi. Mappa radio del cielo a 408 MHz
  5. 5. Il trasporto delle informazioni Le grandi distanze cosmiche ed i limiti fisici imposti alla velocità di propagazione delle informazioni, implicano che la comprensione del Cosmo deve passare necessariamente per l'osservazione "passiva" dello stesso e l'interpretazione dei fatti osservati. Sostanzialmente possiamo distinguere quattro classi distinte di "mezzi di trasporto".  Corpi materiali  Neutrini  Onde gravitazionali  Onde elettromagnetiche
  6. 6. Corpi materiali In questa classe rientrano tutti i corpi materiali, cioè dotati di massa, di qualsiasi dimensione, che giungono sulla Terra. Si va dalle particelle atomiche, per esempio i raggi cosmici, i quali sono protoni, elettroni o nuclei di atomi completamente privati degli elettroni che hanno energie elevatissime, alle meteoriti che possono avere dimensioni macroscopiche.
  7. 7. Neutrini I neutrini sono delle particelle elementari che hanno la caratteristica di interagire molto poco con la materia. Ciò significa che un neutrino può attraversare regioni in cui la densità di materia è elevatissima e proseguire inalterato il suo cammino.
  8. 8. Onde gravitazionali Le onde gravitazionali sono perturbazioni del campo gravitazionale, prodotto da una massa, che di propagano nello spazio vuoto alla velocità della luce. La loro caratteristica fondamentale èche la loro dispersione o assorbimento nella materia è trascurabile; come conseguenza si ha che l'Universo è trasparente a queste onde, perciò esse possono trasportare le informazioni pressoché integre dalla sorgente a qualsiasi posto.
  9. 9. Onde elettromagnetiche Le onde elettromagnetiche sono il prodotto dell'accelerazione di cariche elettriche. Esse hanno la caratteristica di interagire fortemente con la materia. Il loro grande vantaggio è che sono facilmente rilevabili e per questo motivo sono il mezzo più antico ed anche quello più sfruttato dagli astrofisici per lo studio dell'Universo. La luce visibile proveniente da tutti i corpi celesti, le onde radio i raggi UV, quelli X e quelli gamma, sono onde elettromagnetiche.
  10. 10. Cos’è un’onda elettromagnetica Un’onda elettromagnetica è un’oscillazione del campo elettrico e del campo magnetico che si propaga nello spazio trasportando energia.
  11. 11. La natura della radiazione è interamente descritta dalla lunghezza d’onda e/o dalla frequenza (o dall’energia E)
  12. 12. Lo spettro elettromagnetico
  13. 13. Quando nasce la radioastronomia Karl Jansky è il primo negli anni ’30 a rivelare onde radio dallo spazio. La “Giostra di Jansky”: un'antenna orientabile, sensibile alla frequenza di circa 20.5 MegaHertz, dove si riceveva un'interferenza, che disturbava la comunicazione radio transoceanica.
  14. 14. Annuncio notizia
  15. 15. Scelte aziendali e scelte scientifiche La richiesta di fondi fatta da Jansky per la costruzione di un radiotelescopio più potente che permettesse di investigare su questa nuova scoperta fu rifiutata dai Bell Laboratories. Le scelte aziendali della Bell Telephone forse furono legate al fatto che la crisi economica era già in atto (la Grande Depressione del '29 era tanto vicina), e quindi finanziare ricerche di scienza pura, senza un ritorno sicuro e veloce, sembrava proibitivo: gli stessi Osservatori astronomici non potevano affrontare i costi di un nuovo progetto. O forse il vero significato della scoperta di Jansky non fu pienamente compreso, anche a causa della scarsa competenza nelle tecnologie radio che si svilupperà appieno solo dopo la Seconda Guerra. Jansky non si occupò mai più di astronomia 1 Jy= 10-26 Watt / (Hz m2)
  16. 16. Cosa si osserva • Emissione continua (su tutte le frequenze dello spettro e.m.) – termica – di sincrotrone • Emissione in riga transizione di atomi e molecole tra stati energetici la cui differenza di energia ha una frequenza associata nello spettro radio. E h   
  17. 17. Emissione radio Termica: gas e polveri molto freddi (per T<10 gradi K il picco dell’emissione è a frequenze radio).
  18. 18. Emissione radio Radiazione di sincrotrone: elettroni relativistici che si muovono lungo campi magnetici Il sincrotrone è un tipo di acceleratore di particelle circolare e ciclico, in cui il campo magnetico (necessario per curvare la traiettoria delle particelle) e il campo elettrico variabile (che accelera le particelle) sono sincronizzati con il fascio delle particelle stesse.
  19. 19. Emissione radio Emissione in Righe Spettrali: • Molecole complesse H2O,CO,Ammoniaca,… • Idrogeno neutro inversione di spin dell’elettrone = 21 cm
  20. 20. Grandezze fisiche intrinseche • Luminosità assoluta L [W] Energia per unità di tempo, o potenza, irradiata su tutto lo spettro elettromagnetico. • Luminosità monocromatica o spettrale L(ν) [W Hz-1] Luminosità assoluta, o potenza, irradiata da un oggetto nell’intervallo unitario di frequenza.  L L d  
  21. 21. Grandezze osservative Le misure fatte dagli astronomi dipendono dal sistema di riferimento dell’osservatore. 1) Luminosità apparente, o Densità di Flusso, o Flusso [Jy Jansky) = W Hz-1m-2]: dove è l’area della sfera che ha per centro la sorgente dell’emissione Flusso di energia per unità di tempo, per unità di superficie e per intervallo di frequenza.     2 4 L S d     2 4 d
  22. 22. Grandezze osservative 2) Brillanza di una sorgente [W Hz-1m-2ster-1]: Rapporto tra il flusso misurato e l’angolo solido dΩ sotto cui la sorgente è vista dall’osservatore. La brillanza non dipende dalla distanza della sorgente ma è intrinseca alla regione emittente, anche se la ricavo solo da grandezze osservative    S B d         4 L B d     
  23. 23. Emissione Termica Legge di Planck per l’emissione di Corpo Nero a temperatura T (gradi Kelvin): B è la potenza monocromatica per unità di superficie per unità di angolo solido (brillanza) relativa ad un corpo nero. unità di misura: W m-2 Hz-1 ster-1 • h = 6,63 x 10-34 J s (cost. Planck) • k = 1,38 x 10-23 J K-1 (cost. Boltzmann) • c = 3,00 x 108 m/s (velocità della luce)   3 . . 2 2 1 , 1 c n h kT h B T c e     
  24. 24. Lo spettro elettromagnetico
  25. 25. Corpo nero Per comprendere il significato della fascia inferiore della figura va introdotto anche il concetto di corpo nero: si tratta di un oggetto che assorbe tutta la radiazione elettromagnetica incidente. Rappresenta uno stato in cui materia e radiazione sono in equilibrio. Le sue proprietà ne fanno una ideale sorgente di radiazione termica: un corpo nero riemette la stessa quantità di radiazione che assorbe, “spalmandola” in modo caratteristico su tutte le frequenze. La curva di radiazione caratteristica del corpo nero prende il nome di planckiana.
  26. 26. Ogni curva del grafico è relativa a un corpo nero di temperatura diversa, l’equazione generale è nota come legge di Planck:   3 . . 2 2 1 , 1 c n h kT h B T c e        2 . . 5 2 1 , 1 c n hc kT hc B T e     
  27. 27. Emissione di corpo nero L’energia ricevuta dipende dalla temperatura della sorgente
  28. 28. Approssimazioni • alte frequenze (piccole lunghezze d’onda) approssimazione di Wien • basse frequenze (grandi lunghezze d’onda) approssimazione di Rayleigh-Jeans ONDE RADIO   3 . . 2 2 , h kT c n h B T e c        2 . . 2 , 2c nB T kT c   
  29. 29. L’intensità registrata sui tracciati si fa corrispondere alla temperatura di una radiosorgente fittizia che emetterebbe (per meccanismo di corpo nero), la stessa intensità di segnale.
  30. 30. Temperatura di brillanza La temperatura di brillanza è una misura descrittiva della radiazione emessa da un corpo. Si tratta della temperatura di un ipotetico corpo nero che emette la stessa quantità di radiazione osservata, alla stessa lunghezza d’onda. Dall’approssimazione di Rayleigh-Jeans, otteniamo l’espressione per la temperatura: 2 . . 2 2 c n b B c T k 
  31. 31. In generale Tb(ν) non è la temperatura della sorgente se questa non è un corpo nero. Inoltre, solo se l'oggetto emittente è un corpo nero la temperatura di brillanza è indipendente dalla frequenza. In generale, a diverse frequenze corrispondono diverse Tb.
  32. 32. Perché le temperature Il sistema di ricezione del segnale radio (antenna, cavi, ricevitori, etc.) emette per radiazione di corpo nero, dovuta alla sua temperatura, superiore allo zero assoluto. Ci sono poi altre emissioni spurie (il suolo ad esempio, che può rientrare nel campo di vista dell’antenna) che sono sempre di tipo termico. Per isolare l’incremento di intensità di radiazione registrata a causa della presenza di una radiosorgente, si riconduce tutto a misure di temperatura.
  33. 33. Emissione non termica Esistono anche altri processi di emissione della radiazione che non dipendono principalmente dalla temperatura della sorgente, per questo motivo essi vengono raggruppati nella classe delle emissioni non termiche. • Radiazione di sincrotrone • Maser
  34. 34. Radiazione di sincrotrone Quando una particella carica si muove in un ambiente in cui è presente un campo magnetico essa subisce una forza che ne devia il moto facendo compiere alla particella una spirale attorno alle linee del campo magnetico. A causa del moto curvo, quindi accelerato, la particella emette radiazione, questa radiazione non rientra nella classe delle emissioni termiche in quanto essa non dipende dalla temperatura dell'ambiente in cui si genera, bensì essa è funzione dell'intensità del campo magnetico, della velocità della particella e della carica elettrica della particella stessa.
  35. 35. Maser Il termine maser e' un acronimo che sta per microwave amplification by stimulated emission of radiation e sta ad indicare l'amplificazione della radiazione, di una data frequenza, incidente su un mezzo, generalmente un gas composto da molecole.
  36. 36. Emissione non termica
  37. 37. Il primo “radioastrofilo” Realizzò di tasca sua e nel tempo libero (prevalentemente di notte) il suo radiotelescopio. Grote Reber
  38. 38. La prima mappa radio della Galassia Nel 1944 Reber fu in grado di compilare la prima radiomappa. Sinistra: linee isoterme della distribuzione della temperatura di brillanza del cielo a 160 MHz.
  39. 39. L’inizio ufficiale della ricerca radioastronomica si ha subito dopo la 2° guerra mondiale, stimolata dagli sviluppi tecnologici delle radiocomunicazioni e delle tecniche radar.
  40. 40. La radiazione fossile di fondo
  41. 41. La scoperta delle pulsar
  42. 42. Il primo grande radiotelescopio fu costruito nel 1957 a Jodrell Bank in Inghilterra. Si trattava di un’antenna parabolica di 75 metri, presto però superata da quella di 305 metri di diametro che è situata in una cavità naturale ad Arecibo, a Puertorico. Il radiotelescopio di Arecibo
  43. 43. Il futuro della radioastronomia si basa sullo sviluppo della radiointerferometria, in particolare delle tecniche interferometriche a base continentale (VLBI) e della radioastronomia spaziale. Il progetto SKA un radiotelescopio globale E’ un radiotelescopio internazionale allo studio della comunità scientifica mondiale. Inizio costruzione stimato al 2008. - Area Colletrice: 1 milione di m2 - 100 fasci contemporanei - Australia /Europa/ USA/ Canada
  44. 44. Un po’ di immagini

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