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.
“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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
La natura della radiazione è interamente
descritta dalla lunghezza d’onda e/o dalla
frequenza (o dall’energia E)

12.
Lo spettro elettromagnetico

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.
Annuncio notizia

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.
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.
Emissione radio
Termica:
gas e polveri molto
freddi (per T<10 gradi K
il picco dell’emissione è
a frequenze radio).

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.
Emissione radio
Emissione in Righe Spettrali:
• Molecole complesse
H2O,CO,Ammoniaca,…
• Idrogeno neutro
inversione di spin dell’elettrone
= 21 cm

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.
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.
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.
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.
Lo spettro elettromagnetico

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.
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.
Emissione di corpo nero
L’energia ricevuta dipende dalla temperatura
della sorgente

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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
Emissione non termica

37.
Il primo “radioastrofilo”
Realizzò di tasca sua e nel
tempo libero
(prevalentemente di notte)
il suo radiotelescopio.
Grote Reber

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.
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.
La radiazione fossile di fondo

41.
La scoperta delle pulsar

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.
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.
Un po’ di immagini