vengono illustrati i principali strumenti radioastronomici con le loro caratteristiche

1. RADIOASTRONOMIA
Gli strumenti radioastronomici
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. 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.

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

5. L’inizio ufficiale della
ricerca
radioastronomica si ha
subito dopo la 2°
guerra mondiale,
stimolata dagli sviluppi
tecnologici delle
radiocomunicazioni e
delle tecniche radar.

6. 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

7. 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 Collettrice: 1 milione di m2
- 100 fasci contemporanei
- Australia /Europa/ USA/ Canada

8. Lo spettro elettromagnetico
Molti oggetti celesti ci inviano
radiazioni elettromagnetiche
distribuite su un ampio spettro di
frequenze: dalle onde radio ai raggi
gamma.

9. Radio Ottico
Non tutta la radiazione che
giunge dallo spazio arriva
sulla terra.
Le radiazioni che giungono
dallo spazio sono distribuite
su tutto lo spettro
elettromagnetico.
Fatta eccezione per la banda
radio e ottica, la rimanente
radiazione elettromagnetica
viene assorbita
dall’atmosfera.

10. Radioastronomia
La “finestra operativa” è quella delle radioonde, limitata
inferiormente dagli effetti schermanti della ionosfera
terrestre, superiormente dai fenomeni di assorbimento
molecolare delle onde radio dovuti principalmente al
vapore acqueo e all’ossigeno.

11. Lunghezza d’onda Frequenza Denominazione
1000 - 100 Km 0.3 - 3 KHz ELF: Extremely Low Frequency
100 - 10 Km 3 - 30 KHz VLF: Very Low Frequency
10 - 1 Km 30 - 300 KHz LF: Low Frequency
1000 - 100 m 0.3 - 3 MHz MF: Medium Frequency
100 - 10 m 3 - 30 MHz HF: High Frequency
10 - 1 m 30 - 300 MHz VHF: Very High Frequency
1000 - 100 mm 0.3 - 3 GHz UHF: Ultra High Frequency
100 - 10 mm 3 - 30 GHz SHF: Super High Frequency
10 - 1 mm 30 - 300 GHz EHF: Extremely High Frequency
Classificazione delle bande di
frequenza radio

12. La situazione attuale delle interferenze radio è la seguente:
Come nel campo ottico l’inquinamento luminoso limita la possibilità di
osservare il cielo, anche in radioastronomia l’inquinamento
elettromagnetico è un nemico della ricerca.

13. 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


14. 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.

15. 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.

16. Il segnale captato non viene
ascoltato direttamente ma
trasformato o in una serie di
numeri o in un segnale
audio ed il rumore che ne
deriva è simile a ciò che si
sente quando ci si posiziona
in un canale libero della
televisione
Cosa ascoltano i radioastronomi?

17. Il radiotelescopio
Un radiotelescopio è
essenzialmente un
radioricevitore progettato per
misurare l’intensità delle
onde radio su determinate
bande di frequenze; in linea
di principio differisce molto
poco da una comunissima
radioricevente. La vera
differenza è però la grande
particolarità e debolezza dei
segnali captati.

18. Un’antenna ricevente è un sistema che ha lo
scopo di convertire l’energia elettromagnetica
captata dallo spazio in segnali elettrici
misurabili.

19. D
Principio di
funzionamento
di un radiotelescopio.

20. Reflector
antenna Back-end
Configurazione dello schema
di ricezione di un radiotelescopio
Receiver
IFSky freq

21. Nuovo SRT (Cagliari)
64 m di diametro
di prossima costruzione.
32 m
La stazione radioastronomica di
Medicina (BO), dove è
facilmente individuabile la
Croce del Nord
Dimensioni di un uomo

23. S
M
Ricev.
R C
V
Registratore
a carta
Feq=
S x Flusso
0.26 x MFeq

24. Antenna singola:
-Sensibilità  R2
-Potere Risol,  /D

25. Potere Risolutore:~/D
100 m


26. L’ attuale tecnologia rende possibile la costruzione di radio telescopi
con ottime prestazioni e a costi contenuti sfruttando gli …..

27. Interferometri
Per migliorare le prestazioni di
un’antenna, come nel caso del
campo ottico, si fanno lavorare
contemporaneamente più
antenne.
Questo è ciò che si
chiama interferometria.
Ma mentre nell’ottico
tale procedura è
limitata, in radio si
possono avere
interferometri grandi
quanto la Terra.
Il VLA, il più grande radiotelescopio al mondo

28. Fi (A,) FFT-1 [Fi (A,)]

29. Interferometro:
Potere Risolutore:~/d
Sensibilità:  N x D2
d=distanza antenne
N=numero antenne
D=diametro antenna
d D
Ritardo

30. Sommatore
Acq. dati.
Si può sintetizzare una grande
antenna installando molte
paraboline a basso costo….
Acq. dati.
LNA
Vector Mod.

31. consideriamo un array di 225 “paraboline” da 1.5 m di diametro………
S  1.76 m2 (Area geometrica)
Stotale= 1.76 x 225 =396 m2
300 m2  Parabola di ~20 m di diametro!!
G=4Aeff / 2 = 12.56 x 240 /0.044= 48.3 dB
Flussomin.det.
26
10
12


BA
TkK
S
eff
syss
…un possibile array a 1420 MHz (H)….
22.5 m
22.5 m
 =57.3/107
=32’
=57.3/107
=32’
Array di 15x15
paraboline
Parabole piccole … FOV grande….

32. Multifascio (direct imaging)

33. Gli array presentano grossi vantaggi nei confronti delle
antenne piene:
1- Facilità di puntamento meccanico.
2- Agili e veloci nel puntamento.
3- Non hanno problemi di vento , fondazioni e/o strutture meccaniche particolari.
4- Notevole area collettrice unitamente ad un grande FOV.
5- Modalità multibeam possibile
6- Modularità.
7- Costo per m2 (a parità di superficie) molto inferiore a quello delle grandi parabole.

34. Un po’ di immagini