Sulle orme di Jansky

SULLE ORME DI JANSKY
è possibile la radioastronomia amatoriale?
Mario Sandri
mario.sandri@gmail.com
Astronomia Valli del Noce
Italian Amateur Radio Astronomy
International Meteor Organization
Unione Astrofili Italiani
Società Italiana di Fisica
Astronomers Without Borders
European Association for Astronomy Education

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.
2Mario Sandri SULLE ORME DI JANSKY

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.

• L'analisi dei segnali ricevuti consiste nel
determinare l'intensità delle radiazioni cosmiche
captate dalle diverse direzioni dello spazio e per
differenti lunghezze d'onda, oltre al loro grado di
polarizzazione.
• Ulteriore campo d’indagine consiste nell’analizzare
le caratteristiche spettrali dei segnali ricevuti per
ottenere importanti informazioni sugli oggetti
radioemittenti.

Un po’ di storia
La prima antenna radioastronomica della
storia (1931): si tratta della famosa
“giostra di Jansky” funzionante alla
frequenza di 20.5 MHz
Il primo impianto per ricerche fu
costruito da Grote Reber e consisteva in
un paraboloide orientabile di 9 metri di
diametro operante a 160 MHz (1944)

Un po’ di storia
Il primo grande radiotelescopio fu
costruito nel 1957 a Jodrell Bank in
Inghilterra. Si trattava di un’antenna
parabolica di 75 metri
Il più grande radiotelescopio storico è di
305 metri di diametro ed è situata in una
cavità naturale ad Arecibo, a Puertorico

Oggi
ll Very Large Array di Socorro, Nuovo Messico, USA (1980)
è costituito da 27 antenne di 25 metri, disposte lungo 3
bracci di 21 km a forma di Y. L'intero gruppo può operare
come un'unica antenna ricevente di 40 km di diametro
E' entrato in funzione nel Sud-Est della Cina il
radiotelescopio più grande del mondo, con un
diametro di 500 metri e occupa complessivamente
un’area grande come 30 campi di calcio, il suo nome è
FAST

Domani
• Lo Square Kilometre Array (SKA) è un progetto
internazionale di rilevamento di onde radio
mediante un radiotelescopio in costruzione in
Australia ed in Sud Africa per sondare lo spazio
profondo.

Il sistema «radiotelescopio»

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.

Cosa ascoltano i radioastronomi?
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

L’antenna
Un’antenna é utile in
radioastronomia se
possiede:
• Elevata direttività e
ridotto livello dei lobi
laterali
• Elevato potere risolutivo
• Grande area efficace
• Struttura orientabile.

Esempi di antenne amatoriali
Array di yagi
Array di eliche
Riflettore parabolico
Tromba piramidale

Sistemi di acquisizione e
registrazione automatica dei dati
• Indispensabili per registrare automaticamente i campioni del segnale rivelato,
sono generalmente costituiti da una scheda elettronica che realizza l’interfaccia
fra il ricevitore ed il PC. Il “cuore” del circuito è un convertitore analogico-
digitale (ADC). Il programma di gestione del PC consentirà la visualizzazione e la
registrazione dei dati acquisiti in maniera automatica, realizzando una stazione
non presidiata da operatore.
• Ogni volta che si effettua una conversione AD si introduce un rumore, detto
rumore di quantizzazione, che è tanto maggiore quanto minore è il numero di
bit in cui è convertito ogni singolo campione (risoluzione dell’ADC). Una
conversione AD caratterizzata da una risoluzione troppo bassa produce una
cattiva rappresentazione delle variazioni in ampiezza del segnale originale,
quindi introduce un rumore aggiuntivo di cui occorre tener conto.
• La velocità di conversione dipende dalla rapidità di variazione del segnale
(Teorema del Campionamento).

Radiometri (ricevitori total
power)
di solito si utilizza una elevata
costante di tempo per
l’integratore (ridottissima
banda passante dello stadio
di uscita del ricevitore) in
modo da ottimizzare il
rapporto segnale/rumore del
sistema. Non servono ADC
veloci e la trasmissione dei
dati al PC può essere di tipo
seriale (RS232C) a tutto
vantaggio della semplicità e
della praticità della
connessione.
Radiospettrografi
in questo caso occorre
campionare ed acquisire tutti i
segnali che cadono all’interno di
una banda di qualche MHz
(segnali in banda-base). Serve
un ADC veloce che trasmetta
altrettanto velocemente i dati al
PC: non è più utilizzabile il
canale seriale ma è
indispensabile accedere al bus
interno del computer (schede
connesse direttamente allo slot
interno).

Analisi dei segnali ricevuti
• Analisi radiometrica (ricevitore total power): si valuta la
potenza associata alla radiazione elettromagnetica
incidente. Lo strumento utilizzato è il radiometro.
• Analisi spettrale: si valutano l’ampiezza e la fase delle
varie componenti del segnale entro una specificata
banda di frequenze. Lo strumento utilizzato è il
radiospettrografo.
• Analisi interferometrica: si valutano l’ampiezza e la fase
della cosiddetta “funzione visibilità” delle frange di
interferenza (prodotte da un sistema di due o più
antenne) per stimare la distribuzione di brillanza della
radiosorgente osservata. Lo strumento utilizzato è il
radiointerferometro.

Parametri importanti di uno
strumento radioastronomico
• Sensibilità (minima rumorosità del ricevitore)
• Guadagno del sistema (tipico 80-100 dB, regolabile)
• Stabilità del sistema (non esiste AGC)
• Banda passante del ricevitore
• Costante di tempo dell’integratore
• Direttività del sistema d’antenna
• Calibrazione dello strumento
• Possibilità di orientare il fascio di ricezione
• Possibilità di inseguire le radiosorgenti.

Radioastronomia amatoriale
• Ha senso parlare di radioastronomia amatoriale?
• Sono ipotizzabili esperienze interessanti anche per
il dilettante in un settore complesso come questo?

Radioastronomia amatoriale
• Presenta qualche ostacolo e difficoltà di natura tecnica.
• Non sono disponibili commercialmente molti degli
strumenti, quindi occorre costruirsi tutto (o quasi) in
proprio.
• E’ una disciplina che richiede un minimo di conoscenze in
settori paralleli quali:
• fisica ed astrofisica (conoscenze teoriche di base)
• astronomia (conoscenze teoriche di base)
• elettronica (costruzione degli strumenti)
• meccanica (costruzione degli strumenti)
• informatica (acquisizione ed elaborazione dati).
• Per ottenere qualche risultato interessante è auspicabile
impostare l’attività nello stile del lavoro di gruppo.

Amatoriale sì, ma come?
•Livello teorico
•Livello tecnologico
•Livello applicativo

Livello teorico
𝑹 = 𝑹 𝟎 𝒔𝒊𝒏 𝒍
𝑽 = 𝑽 𝒓,𝒎𝒂𝒙 + 𝑽 𝟎 𝒔𝒊𝒏 𝒍
𝑽 𝒓 = 𝑽
𝑹 𝟎
𝑹
sin 𝒍 − 𝑽 𝟎 sin 𝒍
𝑴 < 𝑹 =
𝑽 𝟐
𝑹
𝑮

Livello tecnologico
• Mi costruisco un radiotelescopio

Classificazione delle bande di
frequenza radio
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 bande
radioastronomiche – microonde
Sigla della banda Gamma di frequenza
L 1 – 2 GHz
S 2 – 4 GHz
C 4 – 8 GHz
X 8 – 12 GHz
Ku 12 – 18 GHz
K 18 – 26 GHz
Ka 26 – 40 GHz
Q 30 – 50 GHz
U 40 – 60 GHz
V 50 – 75 GHz
E 60 – 90 GHz
W 75 – 110 GHz
F 90 – 140 GHz
D 110 – 170 GHz

Vari esempi presi dall’amico
Flavio Falcinelli
www.radioastrolab.it (dove non
diversamente specificato)
Mario Sandri SULLE ORME DI JANSKY 25

Banda ELF-VLF
• Non sono ricevibili le radiazioni esterne in quanto
schermate dalla ionosfera, ma si possono
programmare studi molto interessanti per rivelare
l’attività meteorica (fenomeni di ionizzazione
dell’atmosfera terrestre indotta da eventi
astronomici).
• Interessanti correlazioni con le ricerche su “Radio
Natura”.
• Strumenti molto economici, semplici da costruire e
da installare.

Sistemi riceventi ULF-ELF-VLF
• semplici da costruire
• economici
• software disponibile in rete
• molti sperimentatori con cui
confrontarsi

Osservazioni in banda ELF-VLF

Schema a blocchi di semplice
Radiospettrometro FFT ad amplificazione
diretta operante nelle bande ELF-VLF (1-20 kHz)
Lcal
Lloop
AMPLI
BPF_input
1 kHz
20 kHz
BPF_output
1 kHz
20 kHz
Avvolgimento
di calibrazione
ANTENNA in ferrite ASPEX
Avvolgimento d'antenna
Amplificatore-buffer
di isolamento ottico
Ingresso AUDIO con ADC 16 bit
COMPUTER
Elaborazione dati
(Analisi spettrale del segnale ricevuto
con algoritmi FFT)
Generatore
di calibrazione
RADIOSPETTROMETRO ELF-VLF (1-20 KHz)

Esempio di spettrogramma registrato con un protipo di
ricevitore ELF-VLF (1-13 KHz) collegato all’antenna in
ferrite e ad un PC portatile
Si riconoscono chiaramente segnali di origine artificiale, come quelli intermittenti
caratteristici di tre delle stazioni della rete russa ALPHA utilizzata per il collegamento con i
sommergibili militari in tutto il mondo, segnali “doppler” prodotti dal passaggio delle
automobili lungo una strada posta a circa 300 metri di distanza dal sito di osservazione e
le tipiche armoniche delle linee di distribuzione dell’energia elettrica a 230 V – 50 Hz
(parte inferiore del grafico).
Sono riconoscibili anche segnali
di origine naturale causati dalle
scariche elettriche atmosferiche
locali ed altri segnali di origine
sconosciuta.

Esperimenti
• Tercilabo 1
ottobre - novembre 1999
• Progetto Bambino
giugno - luglio 2000
• Tercilabo 2
settembre - dicembre 2000
• Tercilabo 3
marzo - novembre 2001
168 175 182 189 196 203 210
0,6
0,7
0,8
0,9
1,0
1,1
1,2
Voltaggiomedio
Giorno
245 252 259 266 273 280 287 294 301 308 315 322 329 336 343 350 357 364
0,50
0,55
0,60
0,65
0,70
0,75
0,80
Voltaggiomedio
Giorni
60 90 120 150 180 210 240 270 300 330
1,0
1,1
1,2
1,3
1,4
1,5
1,6
1,7
1,8
Voltaggiomedio
Giorno

Banda HF
• Si effettuano ricezioni non troppo lontane dal limite
inferiore dello spettro radio.
• Studio delle tempeste radio solari e gioviane, studio
della radiazione galattica.
• In questa banda di frequenze sono particolarmente
intense le radiosorgenti non termiche.
• Ricevitori non troppo complicati da costruire,
sistemi d’antenna molto ingombranti e
caratterizzati da modesta direttività.

Monitoraggio della radiazione
decametrica di Giove e delle
radiotempeste solari
Schema di principio della più semplice stazione
ricevente amatoriale utilizzabile per la registrazione
dei radio burst di Giove alle frequenze intorno a 20
MHz.

Radiazione galattica alle lunghezze
d’onda decametriche
Prototipo di un ricevitore ad
amplificazione diretta funzionante alla
frequenza di 20.4 MHz (banda passante
pari a circa 830 KHz) con il quale è stato
possibile replicare le esperienze di
Jansky.
• Registrazione di prova effettuata con
il ricevitore collegato ad un semplice
dipolo filare a mezz’onda disposto
orizzontalmente rispetto al terreno
ed orientato con i massimi di
radiazione in direzione NE-SO. A
parte i disturbi locali a carattere
impulsivo, si distinguono i larghi
massimi periodici dovuti alla
radiazione complessiva proveniente
da centro galattico.

Si tratta di una stazione
ricevente, sintonizzabile
nella parte della gamma
HF più interessante per lo
studio dei fenomeni
radio transienti di Giove
e del Sole.

Giove – Radio Jove
Grazie a Giovanni Lorusso IK7ELN

Banda VHF
• A tali frequenze sarà relativamente semplice la ricezione del
centro galattico, di Cassiopeia A e di Cygnus A.
• Installando un buon sistema d'antenna accoppiato con un
ricevitore abbastanza sensibile si potranno rivelare le pulsar
più potenti che, a causa del loro meccanismo di emissione,
presentano un massimo di emissione proprio in banda VHF.
Questa è una ricerca difficile.
• Ricevitori relativamente complessi e sistemi d’antenna
accessibili.
• Possibilità di interessanti interventi di modifica su apparati
provenienti da mercato radioamatoriale e/o surpuls, su kit
di ricevitori Proposti da riviste di elettronica hobbistica e da
case produttrici di kit Elettronici.
• Possibilità di utilizzo di tuner TV commerciali.

Radiotelescopio a 151.5 MHz con
antenna ad array di dipoli e riflettore
piano
• Antenna formata da 4 file parallele con 16 dipoli
ciascuna (64 dipoli in totale), caratterizzata da un
guadagno superiore a 23 dB (corrispondente ad un’area
efficace di circa 65 m2).
• La forma del lobo di ricezione è a “ventaglio” con
un’ampiezza del fascio dell’ordine di 20° nella direzione
N-S, 8° nella direzione E-W.

Stazione ricevente 134, 327, 408 MHz
• Il ricevitore è fisicamente organizzato in 3 scatole metalliche schermate principali, oltre ad un gruppo di
contenitori esterni che comprendono gli stadi RF commutabili e le relative alimentazioni. Ogni scatola
comprende i circuiti di alimentazione stabilizzati con il relativo trasformatore di rete mentre i comandi, le
visualizzazioni e le connessioni sono disposti in modo da poter "comporre" l'impianto sovrapponendo
semplicemente i vari moduli. Nella foto a destra si vedono (partendo dall’alto) il modulo degli oscillatori locali,
il modulo dell’amplificatore principale (comprendente i convertitori di frequenza, gli amplificatori IF e
l’attenuatore discreto di precisione, il rivelatore di ampiezza che utilizza un moltiplicatore analogico a quattro
quadranti). Il modulo che si vede in basso è quello relativo all’amplificatore di post-rivelazione e all’integratore.

Osservazioni in banda VHF-UHF
Modifiche su un televisore
Interventi chiave:
1. Disattivare il circuito AGC
2. Rifare l’alimentazione
stabilizzata generale
3. Perfezionare lo stadio
rivelatore
4. Stabilizzare termicamente il
sistema.

GRAVES
www.associazioneastrofilibolognesi.it/rambo.php

Analisi dati radio
0
5
10
15
20
25
30
35
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28
HR
Giorno
1 3 5 7 9 111315171921232527
0
5
10
15
20
25
30
35
1
4
7
10
13
16
19
22
Giorno
HR
Ora (UT)
1
3
5
7
9
11
13
15
17
19
21
23
25
27
1 3 5 7 9 11 13 15 17 19 21 23 Giorno
HR
Ora (UT)

Banda UHF
• In tale banda, molto utilizzata dalla ricerca ufficiale
(soprattutto negli anni 60 e 70) le radiosorgenti
accessibili ai dilettanti non sono particolarmente
intense.
• Ricevitori relativamente complessi e sistemi
d’antenna accessibili.
• E’ possibile utilizzare materiale TV (tuner ed
antenne a basso costo).

Radiometro e Radiospettrografo
funzionante nella finestra “water-
hole” (1400-1700 MHz)
• Il sistema può operare come
radiometro (segnale d’uscita
proporzionale alla potenza
associata al segnale captato
dall’antenna) e come
radiospettrografo per analisi e
studi nel dominio della frequenza
(utilizzabile per ricavare il profilo
delle righe spettrali di interesse
astrofisico e per ricerche SETI
amatoriali).
• In modalità spettrale occorre
elaborare il segnale in banda
base (0-8 MHz) con un ADC
veloce in grado di campionare in
tempo reale segnali fino ad 8
MHz.

Struttura di
legno
3 pannelli
2mt x
2mt
Rete metallicaPreamplificatore
a basso rumore
Elemento radiante
• Antenna di transito (Drift Scan Mode)
Pulsar PSR 0329+54 con una
antenna «Corner Tridimensionale»
Andrea dell’Immagine IW5BHY - iw5bhy.altervista.org

Profilo medio calcolato su 2 ore
Waterfall 3 ore
• 1 pixel lungo asse X = 700 impulsi
• 1 pixel lungo asse X = 0.5mS
Stato del radiotelescopio
Idle/Recording/Maintenanc
e
Statistiche mensili
Selezione della
registrazione da
visualizzare
Selezione della colorazione
del waterfall
Caratteristiche della
registrazione mostrata
Piano di
osservazione
automatizzato
Descrizione del setup
L’osservatorio – Interfaccia WEB

Colorazione «Black-blue-
white» (default) evidenzia
presenza / assenza di segnale
Colorazione «Black-blue-red –
yellow-white» evidenzia le
variazioni di segnale
Segnale affetto da
bassa scintillazione
Segnale quasi assente
Segnale intermittente
Segnale con salti di
fase
Segnale con cono
secondario visibile
(pre-pulse)
Segnale con cono
secondario visibile
(post-pulse)
Risultati – Studio dei Waterfall -
Scintillazione

Down converter
Acquisizione segnale
Spettro del
segnale ricevuto Standard di frequenza a
10 MHz (GPSDO)
10MHz
1415 1425
1420 MHz
Banda ricevuta
5.7 15.7
10.7 MHzBanda
convertita in IF
Il radiotelescopio di Luserna S.G.
Stefano Bologna - osservatoriourania.it

SETI con parabola da 8 m verso gli
esopianeti di Kepler
• Antenna: parabola da 8 m 0.4 F/D,
G = 38 dBi, lobo principale 2⁰x2⁰ ;
• Illuminatore a singola polarizzazione circolare;
• Performances RF @ 1420 MHz:
• Sun noise = 20.5 dB (with SFI=120);
• Tsys = 65 ⁰K
• Ricevitore RF, DSP ed acquisizione dei segnali
con apparati commerciali:
• Banda osservata di 1.6 MHz real time;
• Risoluzione spettrale di 12 Hz;2º
2º

Freq. centrale:
1420. 405751 MHz
Waterfall display
50
Spectravue
Tempo
Frequenza
Intensitàdelsegnale
(falsicolori)
BW real time:
1.6 MHz
Mario Sandri SULLE ORME DI JANSKY

Banda SHF
• In questa banda di frequenze è molto importante la
componente termica della radiazione cosmica e, utilizzando
strumenti non troppo complicati, è relativamente semplice
la ricezione del Sole, della Luna e di altre radiosorgenti.
• La diffusione di mercato della ricezione SAT-TV, GPS e della
telefonia cellulare ha reso disponibili, a prezzi molto
vantaggiosi, componenti elettronici e moduli adatti alla
costruzione di efficienti radiometri a microonde.
• Una grande varietà di antenne SHF è reperibile sul mercato.
• Si possono sviluppare interessanti attività dilettantistiche di
“esplorazione” radioastronomica spettrale del cielo,
comprese ricerche SETI amatoriali.

Osservazione delle radiosorgenti
termiche in banda SHF

Sole

Scansione del cielo alla frequenza di 12 GHz (06 Gennaio 2002).
La parte destra della registrazione mostra il massimo corrispondente al passaggio
della Via Lattea per la declinazione di +22°.
Il ricevitore SHF, equipaggiato con un’antenna ad array di fessure, è stato
predisposto per un’amplificazione DC pari a 100 con una costante di tempo
dell’ordine di 2 secondi.
Galassia

Registrazione della radiosorgente TAURUS A (Crab Nebula)
effettuata con il radiometro SHF alla frequenza di 10 GHz al limite
della sensibilità e della risoluzione strumentale. Il grafico mostra
uno “zoom” relativo al transito della radiosorgente dove
appaiono evidenti i limiti della risoluzione (errore di
quantizzazione) del convertitore analogico-digitale ad 8 bit
utilizzato nella scheda di acquisizione automatica del segnale
rivelato.

Radiometro SHF a larghissima banda passante
(10.7 - 11.8 GHz) che utilizza moduli e
componenti commerciali per TV-SAT
Il primo passo… … un
semplice radiometro SHF
che utilizza un SAT-
FINDER commerciale

Registrazioni
sperimentali
effettuate con il
radiometro SHF
11.7-11.8 GHz a
larghissima banda
passante (B=1100
MHz): si osserva il
transito del
pianeta Giove
attraverso il fascio
di ricezione
dell’antenna.

Registrazione
effettuata con un
radiometro SHF
equipaggiato con
antenna ad array di
fessure (ampiezza
del fascio pari a
3.3°) e sistema di
acquisizione ADC a
16 bit (via RS232C
per PC).

Transito del disco solare sul fascio
d’antenna Registrazione di flares solari a
microonde (sistema di
acquisizione a 12 bit) utilizzando
un’antenna a riflettore
parabolico TV-SAT di 1 metro di
diametro).

Al centro del grafico si vede il picco
dell’emissione a 11.25 GHz di M31
(Andromeda).

Sono evidenziate interferenze
provenienti da un satellite artificiale
non identificato.

Ancora più difficile…
…interferometria
63
Andamento delle risposte (frange
di interferenza) relative alle due
configurazioni basilari di
radiointerferometri.
Claudio Re I1RFQ

UTILIZZO DI LNB PLL COMMERCIALI ECONOMICI
PER UN INTERFEROMETRO AMATORIALE IN
BANDA Ku

Progetto dell’MIT
65
http://www.haystack.mit.edu/edu/undergrad/VSRT/

Radioastronomia a basso
costo…
Grazie all’amico Giovanni «Jan» Aglialoro IV3GCP

67
LNB
Bias-T
DC
Power Supply
+13 Vdc
50 Ω Coaxial cable
(RG316)
RTL SDR
Dongle
80 cm offset dish
F/D= 0.7
50 Ω
Coaxial
cable
(RG58)
Notebook
SW: SDR# + Radio-SkyPipe
Gain= 37 dBi @ 11 GHz
HPBW = 2.7°
Movimentazione manuale (AZ, EL)
Osservazioni con LNB (banda Ku) e
SDR Dongle

Osservazioni con
SDR Dongle in
banda UHF
(611 MHz)
69
RTL SDR
Dongle
Notebook
SW: SDR#
Antenna
BLU420
4m cavo coax
RG59 (75 Ω)

71
Viene utilizzata la sezione
tuner di un
videoregistratore di
recupero insieme a un
rivelatore/amplificatore
(costruito per l’occasione)
VCR:
Panasonic
NV-FJ630
Tuner +
VIF unit:
ENG47327G1
Osservazioni con tuner CATV
(banda UHF)

Osservazioni con tuner
CATV (banda UHF)
72
Tuner
CATV
Antenna
BLU420
4m cavo coax
RG59 (75 Ω)
Video
IF
VCR
AM
detector
DC
amplifier mV
+12 V
RG316 IF out
AGC
+12 V
f = 606 MHz
220 V

73
AM detector
+
DC amplifier

74
+ 12 Vcc
(per escludere
AGC)
uscita IF
Le modifiche
apportate al VCR

•Finora abbiamo visto lo sviluppo
dei prototipi ed i test funzionali
“sul campo”…
•interessante… ma non tutti
hanno un attrezzato laboratorio
a disposizione…

Livello tecnologico
• Mi compro un radiotelescopio
- RadioAstroLab
www.radioastrolab.it
- PrimaLuceLab
www.primalucelab.com

Livello tecnologico
Uso un telescopio remoto
http://vale.oso.chalmers.se/salsa/
http://www.euhou.net/

Salsa-Onsala
Salsa-Onsala è un radiotelescopio del diametro di 2,3 m costruito dall’Onsala Space Observatory,
Chalmers University of Technology in Svezia, azionabile a distanza attraverso internet.
Esso è in grado di rilevare l’onda ad una frequenza di 1420 MHz emessa dall’idrogeno atomico.
Onsala Space Observatory

Studio della Galassia
Relazione velocità di rotazione-distanza
dal Centro Galattico della materia
ottenuta tramite la ricerca sperimentale
Struttura della Via Lattea
ottenuta tramite i dati
sperimentali
79
0.00
50.00
100.00
150.00
200.00
250.00
0.00 2.00 4.00 6.00 8.00
V(km/s)
Distanza (kpc)
-20.00
-15.00
-10.00
-5.00
0.00
5.00
10.00
15.00
20.00
0.00 5.00 10.00 15.00 20.00
kpc
kpc

La massa integrale
Dai dati ottenuti:
• Massa in
corrispondenza del
Sole (circa 7kpc) di
81,22 x 109 M☉
• Dai tabulati:
• massa a 7kpc di 82 x
109 M☉0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
0.00 2.00 4.00 6.00 8.00
Massaintegrale(x109M☉)
Distanza (kpc)

Livello applicativo
81
Scarico dati da un archivio
https://www.astro.uni-
bonn.de/hisurvey/index.php

Radio Meteor Observing Bulletin
Prelevo un bollettino del
RMOB che appare in
questa maniera. Su di
esso sono indicate per
ogni osservatore sia le
tecniche di osservazione
che di analisi.
0
3
6
9
12
15
18
21
0
0,2
0,4
0,6
0,8
1
T
a
s
s
i
o
r
a
r
i
Ore
01/10/2001 02/10/2001 03/10/2001 04/10/2001 05/10/2001

I GIOVANI E LE SCIENZE
Vincitori del premio «Divento
un Astronomo» 2012
Vincitori del premio «Divento
un Astronomo» 2014
Mario Sandri SULLE ORME DI JANSKY 83

Il progetto CLEA
Il Progetto CLEA (Project CLEA), acronimo di
Contemporary Laboratory Experiences in
Astronomy, sviluppa esercizi di laboratorio che
illustra le moderne tecniche astronomiche
utilizzando dati digitali e immagini. Esso è
concepito come strumento didattico sia per la
scuola secondaria superiore sia per l’università ed
in generale per ogni attività didattica.

Radio astronomy of pulsars
Gli obiettivi del programma sono:
• capire il funzionamento di un radiotelescopio e riconoscere somiglianze e differenze rispetto ad un
telescopio ottico;
• capire come gli astronomi, per mezzo dei radiotelescopi, riconoscono le proprietà caratteristiche delle
pulsar;
• capire il significato di dispersione interstellare e come esso ci permette di misurare le distanze delle
pulsar;
• imparare a utilizzare un simulatore di radiotelescopio dotato di una apparato ricevente multicanale;
• imparare a far funzionare i comandi del ricevitore per ottenere la migliore ricezione dei segnali della
pulsar;
• imparare a registrare i dati acquisiti;
• imparare a analizzare i dati per determinare le proprietà delle pulsar quali il periodo, la potenza del
segnale alle differenti frequenze, i tempi di arrivo dell’impulso, la potenza relativa dei segnali.;
• imparare a capire come le differenze nei tempi di arrivo degli impulsi radio alle differenti frequenze
permettano di calcolare la distanza della pulsar;
• capire il funzionamento e le caratteristiche di base di un radiotelescopio;
• confrontare i differenti periodi delle pulsar e capire il range dei periodi delle pulsar;
• capire come la potenza del segnale dipende dalla frequenza;
• determinare la distanza di parecchie pulsar.

Measurement of the rotation of
Mercury by Doppler radar
• imparare a utilizzare un simulatore di radiotelescopio
per acquistare gli spettri di impulso;
• imparare a leggere lo spettro di un impulso per trovare
lo spostamento di frequenza dell'impulso;
• imparare a misurare lo spostamento Doppler per
interpretare il cambiamento in frequenza tra il segnale
emesso e riflesso;
• si dovrebbe poter determinare la velocità radiale di
Mercurio e calcolare il relativo periodo;
• si dovrebbe poter calcolare il periodo di rotazione di
Mercurio.

The Quest for Object X
• ottenere una migliore consapevolezza della distinzione fra le osservazioni - che producono dati -
e le interpretazioni, che sono conclusioni circa le caratteristiche di un oggetto ottenuto dai dati;
• far funzionare i telescopi ottici e i radiotelescopi simulati con CLEA;
• individuare gli oggetti usando le coordinate celesti;
• acquisire gli spettri, le immagini e le misure fotometriche;
• riconoscere le caratteristiche proprie delle stelle, delle galassie, degli asteroidi, delle pulsar e di
altri oggetti nel cielo;
• capire quali tipi di misure rendono le informazioni sugli oggetti celesti utili;
• calcolare le proprietà degli oggetti celesti dai vari tipi di misure;
• identificare il tipo di oggetto che state analizzando;
• effettuare le misure supplementari che vi permettono di identificare almeno alcune di queste
proprietà: forma, temperatura, distanza, velocità, periodo di rotazione, età, composizione;
• sviluppare la comprensione delle procedure che gli astronomi eseguono quando conducono una
ricerca;
• apprezzare alcune delle difficoltà e delle limitazioni nel “fare” le scoperte astronomiche.

Try it at Home!
Esperienze didattiche in
radioastronomia
Al momento attuale consta di sei esperienze di
laboratorio:
• Interferenza
• Immagini radioastronomiche
• Misura dell’età dell’Universo
• La Luna Radio
• Risoluzione
• Stelle o Radiogalassie

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