Ottobre 2022

C. S. LEUNG(1), THOMAS K. T. FOK(2), KENNEITH H. K. HUI(2), K. W. NG(3), C. M. LEE(3), S. H. CHAN(3)

(1) Department of Applied Mathematics, Hong Kong Polytechnic University, Hong Kong SAR, P. R. China, Email: [email protected]
(2) Ho Koon Nature Education cum Astronomical Centre, Sik Sik Yuen, Hong Kong SAR, P. R. China
(3) Hong Kong Astronomical Society, Hong Kong SAR, P. R. China

Riassunto. Il compatto radiotelescopio SPIDER 300A è stato utilizzato per studiare l’eclissi solare parziale a 21cm di lunghezza d’onda, di magnitudine 0.89, da Hong Kong il 21 giugno 2020. Il radiotelescopio SPIDER 300A è stato progettato e costruito dalla società PrimaLuceLab, Italia. In questo articolo vengono presentate le curve temporali della densità del flusso radio (curva di luce) e una mappatura bidimensionale dell’eclissi. Sono stati utilizzati metodi standard di riduzione dei dati radio per ottenere la curva del tempo di intensità. Abbiamo anche adottato il metodo semi-pipeline per la riduzione dei dati per ottenere gli stessi risultati del software integrato del radiotelescopio SPIDER 300A. È stato riscontrato che il flusso radio solare totale dell’eclissi si riduce al massimo del 55 ± 5%, mentre l’area massima eclissata della stessa eclissi è dell’86,08%.

Parole chiave: Osservazioni solari.

 

 

1. INTRODUZIONE

Il primo articolo di fisica radio solare fu pubblicato nel 1944 (Reber, 1944). Successivamente è nata la fisica radio del sole. In seguito a questo sviluppo, diversi libri interessanti che introducono la fisica radio solare hanno mantenuto lo slancio nel campo (Kundu, 1965; Kruger, 1979; Kundu e Gergely, 1980; McLean e Labrum, 1985). Per gli studi di radioastronomia solare, le eclissi totali o parziali offrono grandi opportunità per le osservazioni radio solari. Le osservazioni radio solari dipendono principalmente dal tempo. Inoltre, nel 1958, 1968, 1980 e 1987 in Cina sono state effettuate numerose osservazioni di eclissi radio solare e i risultati sono stati brevemente introdotti (Liu e Fu, 1998). Il 3 novembre 1994, per la prima volta a Chapeco, in Brasile, sono state effettuate osservazioni radio ad alta risoluzione spettrale e temporale dell’eclissi solare (Sawant et al., 1997), è stato osservato e registrato un illuminamento asimmetrico dei bordi a 1,5 GHz. Inoltre, grazie al progresso tecnologico, la sensibilità per i sistemi di back-end è molto migliorata in modo da poter ottenere facilmente la mappatura bidimensionale del sole radio. Di recente, uno dei risultati interessanti è stato pubblicato utilizzando un telescopio prodotto nel Regno Unito presso l’Università di Baghdad (Jallod and Abood, 2019). Tuttavia, gli eccellenti risultati per le bande di onde radio centimetriche possono essere attribuiti all’ampio studio di Goldstone Apple Valley Radio Telescope Observations (Velusamy et al., 2020). Da questo studio, le osservazioni ottenute hanno fatto ritenere che l’emissione radio avesse origine nella cromosfera e nella corona; inoltre, hanno ottenuto le temperature di brillanza della sorgente e le dimensioni angolari in funzione della frequenza. Questi risultati sono stati resi noti in termini di meccanismo di girosonanza attraverso la regione attiva del Sole.

L’eclissi solare è un evento raro ed attraente che si verifica 2-5 volte all’anno. Gli astronomi ottici di solito studiano le caratteristiche solari che si verificano nella fotosfera, nella cromosfera e nella corona. Abbiamo combinato le osservazioni radio per le eclissi solari del 2019 e del 2020 utilizzando 3 piccoli radiotelescopi a Hong Kong. I risultati sono stati sottoposti a controlli incrociati per identificare eventuali discrepanze. Le date delle osservazioni sono rispettivamente il 26 dicembre 2019 e il 21 giugno 2020.

Questo studio ha tre obiettivi. In primo luogo, ottenere la variazione temporale della mappatura spaziale bidimensionale radio delle eclissi solari. In secondo luogo, ottenere le curve temporali della densità del flusso radio totale (analogia alla curva di luce in radio). Infine, verificare se la banda radio dei 21 cm può rivelare proprietà fisiche delle eclissi solari attraverso l’analisi delle eclissi radio storiche mondiali. Questo documento è anche una raccolta di osservazioni radio storiche a Hong Kong, che renderanno fattibili ulteriori studi di confronto traHong Kong e altri paesi. L’Italia, in cui ha sede l’azienda PrimaLuceLab, produttore dei nostri radiotelescopi, sarebbe la prima della nostra lista, poiché lo stesso sistema di radiotelescopi SPIDER 300A è installato anche presso il National osservatorio radio di Bologna.

 

2. OSSERVAZIONE

Eclissi solare parziale il 21 giugno 2020 (magnitudo 0,89, area massima eclissata 86,08%)

Le osservazioni radio dell’eclisse sono state registrate il 21 giugno 2020 al Ho Koon Astronomical Center (qui HKAC, Longitudine: 114° 6′ 29.3076′′E, Latitudine: 22° 23′ 1.644′′N, Elevazione:149m), Stanley Ho Astronomical Observatory (qui SHAO, Longitudine: 114° 13′ 24.0414′′E, Latitudine: 22° 14′ 32.2362′′N, Elevazione: 4.6 m), e Physics Building Dome della University of Hong Kong (qui HKU, Longitudine: 114° 8′ 23.262′′E, Latitudine: 22° 13′ 59.7′′N, Elevazione: 120 m), respectively.

Small Radio Telescope (SRT), sviluppato dal MIT Haystack Observatory, è stato utilizzato in HKAC. SRT è centrato a 1.420 MHz con del fascio a metà potenza (HPBW) di 7 gradi. Invece i radiotelescopi SPIDER 300A, sviluppati dalla società PrimaLuceLab, sono stati utilizzati sia in SHAO che in HKU. I radiotelescopi sono stati ottimizzati a 1.420 MHz con HPBW di 4,03 gradi. I diametri dei radiotelescopi che abbiamo utilizzato in SHAO, HKU e HKAC sono rispettivamente di 3 m, 3 m e 2,3 m con le rispettive larghezze di banda a 50 MHz, 50 MHz e 50 kHz. La cosiddetta “mappatura bidimensionale on-the-fly” utilizzata allo SHAO è in effetti una modalità di spostamento orizzontale dell’antenna da sinistra a destra. Una volta che l’antenna ha completato la mappatura della prima fila, si sposta verso il basso e inizia la fila successiva. Questa modalità di movimento della scansione orizzontale e di una riga verso il basso continuerà e si ripeterà fino a quando l’area di cielo designata non sarà stata completamente scansionata.

Il “metodo on-off” prevede che l’antenna viene azionata per scansionare l’area voluta di cielo in modo che il feed sia allineato al target “on” per un periodo di tempo, occasionalmente il feed viene fatto puntare in un’area “off” per un altro periodo di tempo per ottenere il segnale di fondo. Questo “metodo on-off” viene adottato ripetutamente durante il tempo di osservazione per garantire la corretta ricezione dei segnali e dei “rumori”.

All’HKAC e all’HKU è stato utilizzato il metodo di tracciamento sempre on-source, mentre allo SHAO è stato applicato il metodo di mappatura bidimensionale al volo, che ci ha permesso di ottenere la mappatura della variazione temporale del Sole radio durante l’eclissi, che sarà poi presentata come diagrammi di sequenza nella sezione successiva. Il Sole è stato mappato con una griglia 7 × 7 che copre 10 × 10 gradi2 e con uno step di 1,6 gradi. Il tempo di integrazione per ciascuna griglia è stato di 1 secondo. Tutte le registrazioni dei dati sono state salvate nel formato FITS standard.

 

3. RIDUZIONE DATI

Notiamo che il sistema di calibrazione di SPIDER 300A è ancora in fase di sviluppo al momento della stesura di questo manoscritto, durante l’analisi sono state utilizzate unità arbitrarie e variazioni percentuali. Poiché il telescopio stava scansionando la superficie del Sole, gli offset tra l’asse del telescopio e il Sole in azimuth ed elevazione in ogni momento variavano continuamente. Queste funzioni di offset del tempo possono essere recuperate dagli header fits. Possiamo quindi scalare la potenza ricevuta, che diminuisce con la distanza dal centro dell’asse, rispetto a ciascun canale in base al profilo del beam. Le potenze scalate sono state sommate dopo aver contrassegnato canali particolari che erano gravemente inquinati dalle interferenze locali. Assumiamo che lo spettro dell’energia solare sia regolare e senza forti emissioni in una particolare frequenza, in modo che la riduzione di alcuni canali non influisca in modo significativo sul risultato se consideriamo solo le variazioni percentuali di potenza durante le eclissi. Poiché il nostro sistema SPIDER 300A è un radiotelescopio economico, le piccole deviazioni date dai componenti elettronici erano inevitabili. Durante l’osservazione, abbiamo utilizzato diversi valori di guadagno sia per la polarizzazione sinistra che per quella destra in modo da ridurre al minimo la deviazione.
Per l’eclissi del 2020, il Sole è stato osservato con il metodo di mappatura bidimensionale on-the-fly menzionato nella sezione precedente. Poiché la distanza angolare tra il Sole e il centro della misurazione variava di volta in volta durante il processo di scansione, al fine di ottenere il vero flusso radio del Sole in ogni momento, l’effetto della diminuzione della potenza con la distanza dall’asse deve essere compensato secondo il profilo del beam. Le distanze degli offset e i parametri del beam possono essere trovati nei FITS, dividendo il flusso misurato per beam che risponde all’offset corrispondente, si otterranno quindi serie temporali della variazione di potenza. La potenza del Sole senza eclissi è stimata facendo una media dei dati da -6 ore. a -2 ore. prima del massimo dell’eclissi.
Per confronto, la modifica dell’area eclissata è inclusa anche nei grafici indicati come ottici. Le posizioni equatoriali del Sole e della Luna sono state calcolate da Skyfield (Rhodes, 2019) e l’area modificata è stata calcolata in base alle equazioni fornite nella pagina Web di Maplesoft (Jason, 2019).

 

4. DISCUSSIONE

Per questo studio, abbiamo raggiunto i 3 obiettivi principali menzionati nella sezione Introduzione. Quindi, per questa discussione, faremo riferimento a questi 3 obiettivi per procedere con una considerazione dettagliata.

Variazione temporale della mappatura spaziale bidimensionale radio delle eclissi solari

Il diagramma a falsi colori della mappatura bidimensionale è stato creato utilizzando i dati non calibrati di SPIDER 300A a 1,42 GHz in unità arbitrarie dell’eclissi del 2020 ripresi allo SHAO. La posizione dello SHAO è nella valle del bacino idrico di Tai Tam, dove una collina blocca il lato ovest del cielo, l’ultima ora dell’eclissi del 2020 non è stata registrata. Fortunatamente sono stati ottenuti i diagrammi di sequenza che mostrano il primo contatto, le fasi parziali e l’eclissi massima dell’eclissi solare parziale. Si ricorda che si trattava di un’eclissi solare parziale di 0,89 invece dell’eclissi solare totale. Il risultato della mappatura è mostrato nella Figura 1. La Figura 1 mostra un diagramma di mappatura prima dell’eclissi solare. L’UT di cui abbiamo registrato l’immagine era alle 03:56. Abbiamo adottato 2 s per il tempo di integrazione e un passo è di 1,614 gradi per ogni pixel. La figura 1 è stata ottenuta prima dell’eclissi solare. È stata inclusa per fornire un confronto corretto con la figura successiva ottenuta durante l’eclissi. La Figura 2 mostra i grafici del tempo di doppia polarizzazione circolare in tempo reale generati dal software integrato RadioUniversePRO v.1.4.8. La Figura 2 mostra schematicamente una parte dei cambiamenti di intensità in tempo reale durante la mappatura mentre il beam del telescopio scansiona il Sole. L’intensità è risultata variare come mostrato nella Figura 2.

 

 

 

Ammettiamo che ci sono voluti circa 15 minuti per una scansione e la scansione successiva che includeva il movimento meccanico dell’antenna, l’impostazione dei parametri del dispositivo, la messa a punto durante l’osservazione, la registrazione dei dati e il ripristino per il successivo scansione verso l’alto. La nuova mappatura con la stessa impostazione è stata ripetuta immediatamente dopo la scansione precedente. L’intero processo è continuato fino a quando il Sole è stato bloccato dalle colline a ovest di SHAO. È stata quindi ottenuta una sequenza di immagini 10 × 10 gradi2 del Sole eclissato. La Figura 3 mostra un esempio per il Sole senza eclissi osservato in un altro giorno per il confronto. La figura 4 mostra una sequenza di diagrammi per presentare le diverse fasi dell’eclissi.

 

 

La Figura 4 mostra chiaramente che la potenza ricevuta dal Sole diminuisce all’aumentare dell’area eclissata. Poiché il raggio del telescopio è di 4,03 gradi, che è molto più grande di quello del Sole (<1 grado); a differenza di quanto ci aspettiamo nelle immagini ottiche, la morfologia radio del Sole rimane circolare durante tutto il processo.

 

 

L’ultima metà dei diagrammi della sequenza dell’eclissi mostra l’effetto del blocco delle colline vicine. Sebbene i nostri diagrammi della sequenza non siano in grado di coprire l’intera eclissi dall’inizio alla fine, viene registrato il momento dell’eclissi massima (fotogrammi da UT06:28 a UT09:19 nella Figura 4), consentendo un’ulteriore analisi del processo dall’inizio al massimo dell’eclissi radio. Per l’interpolazione della Figura 4, utilizziamo la funzione “RectBivariateSpline” dal pacchetto SciPy per interpolare i dati su mesh rettangolari mediante approssimazione spline bivariata. Nella nostra operazione, 36 valori sono interpolati tra mesh in ciascuna direzione, con 3 gradi della spline bivariata. Si prevedono osservazioni più complete dell’eclissi solare radio da siti migliori con occasioni migliori e condizioni strumentali migliori nei prossimi anni, il nostro risultato servirà come uno di quei record in Asia per studi futuri. Sulla base della descritta elaborazione dei dati, la variazione percentuale della potenza radio ricevuta durante l’eclissi è mostrata nella Figura 5 per l’eclissi parziale del 2020.

 

 

Poiché la risoluzione dell’osservazione radio è inferiore a quella ottica, studi precedenti (Sherwood, 1978; Tan et al., 2009) hanno mostrato che il Sole radio a 21 cm appariva più grande di quello ottico, e una diminuzione di potenza radio meno ampia è prevedibile rispetto a quella ottica. I nostri risultati dell’eclissi del 2020 concordano con il previsto calo meno ampia rispetto ai modelli di eclissi nell’ottico. Per i dati SHAO 2020, sebbene abbiamo coperto l’inizio dell’eclissi, non è stato riscontrato alcun ritardo significativo dalla riduzione dei dati. Postuliamo che il ritardo possa essere troppo piccolo a causa dell’angolo di intersezione quasi perpendicolare tra il Sole e la luna tale che il nostro strumento non era abbastanza sensibile per determinare il momento iniziale dell’eclissi radiofonica. Il ritardo atteso menzionato è ragionevolmente attribuito a percorsi diversi, e quindi nel cielo è apparso diverso lo spessore dell’atmosfera delle onde ottiche e radio prelevate passando tra l’angolo quasi perpendicolare e successivo maggiore “angolo inclinato” per le posizioni del Sole. E non è stato riscontrato alcun ritardo significativo. Se si ottenessero più dati a circa -2 ore prima del massimo dell’eclissi, si potrebbe ottenere una stima migliore. Dalla curva di luce, abbiamo riscontrato che il calo della potenza radio è del 55±5% al massimo dell’eclissi, il che significa che il raggio del Sole radio è maggiore di quello ottico. Possiamo stimare il rapporto tra il raggio radio solare e quello ottico dalle loro differenze nella caduta di potenza. Il risultato della simulazione è mostrato nella Figura 6. Supponendo che il comportamento radio del Sole sia simile a quello ottico, la morfologia del pattern radio è fondamentalmente un disco circolare simmetrico. Possiamo ottenere le curve di luce attese sostituendo diversi raggi solari (che vanno da 1 a 1,5 raggi solari) nell’equazione (Jason, 2019). Il modello più adatto indicherebbe il raggio solare misurato dalle nostre osservazioni.

 

 

Durante l’eclissi solare, l’area ottica eclissata era più piccola di quella radio. Pertanto, la diminuzione di potenza dei segnali ottici sarebbe maggiore di quella della radio. E il risultato è stato mostrato nella Figura 6. Il raggio solare viene ridimensionato con fattori specifici per vedere come cambiano le curve. Dal risultato di cui sopra, abbiamo stimato che il raggio radiosolare è circa 1,4±0,1 rispetto a quello ottico. (Sherwood, 1978; Tan et al., 2009)

 

4. CONCLUSIONE

Sulla base dei risultati di cui sopra, siamo stati lieti di aver raggiunto gli obiettivi originariamente pianificati per questo studio. In primo luogo, siamo riusciti a ottenere l’animazione della mappatura radio bidimensionale per l’eclissi solare parziale di 0,89 il 21 giugno 2020 a Hong Kong. La curva di luce dell’eclissi nell’eclissi solare parziale radio del 2020 è stata osservata in modo diverso non in proporzione all’area ottica eclissata come previsto. C’era circa il 55 ± 5% dell’eclissi radio registrata rispetto a un’area eclissata ottica dell’86,08%. E il raggio radio solare rilevato durante l’eclissi solare a 21 cm era correlato alla cromosfera e alla corona, ma non alla fotosfera. La fotosfera del Sole definisce otticamente il disco solare. Durante l’eclissi solare, la luce ottica del Sole è bloccata dalla luna. I segnali radio a 21 cm alla cromosfera e alla corona del Sole, invece, rimangono osservabili durante l’eclissi solare. Pertanto, possiamo riconoscere i segnali osservati come il disco solare radio.

L’osservazione del 2020 per l’eclissi solare radio a 21 cm è stata senza precedenti a Hong Kong. Probabilmente, altri paesi del sud-est asiatico potrebbero fare osservazioni simili. Pertanto, i nostri dati ottenuti possono servire efficacemente a contribuire ai dati radio in tutto il mondo. C’era una zona radio “quieta” a Hong Kong, tanto che proponiamo di costruire una serie di radio interferometri. In effetti, desideriamo attuare presto il piano poiché è ragionevolmente positivo per lo sviluppo della radioastronomia a Hong Kong. E abbiamo sviluppato un semplice approccio sistematico di riduzione dei dati della pipeline per gestire i dati ottenuti dal telescopio SPIDER 300A. E la funzione di calibrazione per il telescopio SPIDER dovrebbe essere completata presto, e quindi potremo correttamente calibrare tutti i prossimi risultati. I risultati che abbiamo ottenuto sono sufficienti per avviare ulteriori studi e collaborazioni con altri paesi e gruppi di ricerca e per confrontare i nostri dati con i loro risultati.

 

A cura di

Sandri Mario (1,2), Antonacci Simone (2), Bellotti Tommaso (2), Bonadiman Simone (2), Cavallari Silvia (2), Goldoni Michele (2), Poletti Francesco (2), Soussane Marwa (2), Tavonatti Carlotta (2), Zanella Francesco (2), Zanella Giovanni (2)

(1) IARA, Astronomia Valli del Noce, SdR RadioAstronomia UAI, IMO
[email protected], www.astronomiavallidelnoce.it
(2) Liceo “Bertrand Russell” Cles (TN)

 

1. Introduzione

La nostra galassia è una spirale di tipo SBbc di dimensioni e massa medie. Essa è visibile solo in parte, dato che ci troviamo al suo interno; il piano del disco e le migliaia di stelle che contiene ci appaiono come una striscia bianca lattiginosa sulla volta celeste, detta Via Lattea. La Galassia è composta da un nucleo centrale, da un bulge, da un disco e dall’alone. In particolare, il disco contiene i bracci a spirale. La natura spirale della Via Lattea venne confermata attraverso lo studio della distribuzione delle regioni HII, costituite principalmente da nebulose brillanti di idrogeno ionizzato (HII) che si formano proprio all’interno dei bracci a spirale. I bracci a spirale sono regioni di formazione attiva di nuove stelle, dominate da stelle giovani, polvere e gas.

È possibile ricavare la curva di rotazione della Via Lattea, di mappare la struttura a spirale della Galassia stessa, di determinare la massa integrale, cioè la massa contenuta in gusci concentrici, in particolare in corrispondenza del Sole e di descrivere la cinematica della Via Lattea per mezzo delle costanti di Oort attraverso lo studio della concentrazione di idrogeno galattico, elemento più abbondante presente nell’universo e dislocato sui bracci delle galassie a spirale.

L’universo è composto in minima parte da pianeti e corpi celesti, la maggior parte della galassia è composta da gas (molecole, atomi, ioni) che forma la materia interstellare. Tra i vari elementi presenti nello spazio il più comune è l’idrogeno atomico HI. L’idrogeno atomico è l’atomo più semplice: è formato solo da un protone e da un elettrone. Lo stato fondamentale dell’atomo di idrogeno consiste in due livelli che corrispondono alle configurazioni con spin dell’elettrone e del protone paralleli e antiparalleli. La differenza di energia fra i due livelli corrisponde all’emissione di un fotone di frequenza 1420 MHz o lunghezza d’onda pari a 21 cm. La maggior intensità del segnale si rileva sul piano galattico in quanto la concentrazione di idrogeno è maggiore. I corpi che compongono la Via Lattea non sono fermi: essi ruotano intorno al centro galattico. Tutti gli oggetti osservati dalla Terra sono dunque in movimento rispetto ad essa, che a sua volta si sta muovendo. In conseguenza di ciò, anche l’onda emessa dall’idrogeno viene shiftata: la frequenza osservata è diversa da quella realmente emessa dalla sorgente. I radioastronomi usano l’effetto Doppler per calcolare la velocità con la quale si muovono gli oggetti celesti rispetto alla Terra.

 

2. Il radiotelescopio e l’acquisizione dei dati

Lo strumento utilizzato per questo studio è il radiotelescopio SPIDER 300A progettato da PrimaLuceLab e permette a scuole, università, musei scientifici e altri istituti didattici di effettuare ricerche radioastronomiche. Progettato con le stesse funzionalità di un grande radiotelescopio professionale, SPIDER 300A è uno strumento completo, affidabile e facile da usare. Ha una parabola di 3 metri di diametro, la quale assicura un elevato guadagno, ed è accompagnato da una montatura altazimutale impermeabile ad elevata capacità di carico che consente elevate precisioni di spostamento. Possiede un ricevitore progettato a ricevere la frequenza di 1420 MHz con 50 MHz di banda istantanea. Il tutto viene comandato in remoto dal software RadioUniversePRO che controlla il radiotelescopio e registra i segnali.

Questo video time-lapse mostra il radiotelescopio SPIDER 300A durante la cattura dei dati utilizzato per questo studio della distribuzione dell’idrogeno galattico:

 

 

L’acquisizione dei dati è stata fatta dallo staff di PrimaLuceLab utilizzando il radiotelescopio SPIDER 300A (installato presso il Centro Visite “Marcello Ceccarelli” dei radiotelescopi di Medicina – BO – vicino ai radiotelescopi professionali Croce del Nord e alla grande parabola da 32 metri di diametro) con l’aggiunta del backend BKND-Pro (attualmente in fase di sviluppo) che consente di acquisire spetri ad alta risoluzione. Sono stati presi degli spettri dell’idrogeno galattico di zone poste sul piano galattico con longitudini da 0° a 210° con intervalli di 2° da uno spettro all’altro. Il tempo di integrazione di ogni set era pari a 180 s. I dati sono stati registrati in formato testo restituendo ad ogni frequenza campionata (da 1419,25 a 1421,75 MHz con 4000 canali) la potenza del segnale in unità arbitrarie.

 

 

3. Analisi degli spettri

Per ogni set di dati sono stati ottenuti i parametri di posizione ed intensità dei vari picchi. Si può notare in modo evidente l’effetto doppler, infatti il picco massimo del grafico, che indica la concentrazione dell’idrogeno, non ha come ascissa lo 0, ma è leggermente spostato a destra o a sinistra e ciò indica un allontanamento o un avvicinamento della nube di gas. Tralasciando la procedura matematica che ha permesso di elaborare i dati, evidenziamo i risultati ottenuti. Procedendo in ordine sequenziale, inizialmente è stata ottenuta la curva di rotazione della Galassia nel primo quadrante.

 

 

Il metodo utilizzato per determinare la curva di rotazione della Galassia ha dei limiti di utilizzo per longitudini inferiori a circa 10°, in quanto l’effetto doppler non è particolarmente apprezzabile. Inoltre, tale metodo per la stima della velocità non è utilizzabile per longitudini comprese tra 90° e 270°, in quanto in tali direzioni non sussiste più corrispondenza univoca fra velocità e distanza. I dati sono stati inoltre confrontati con la curva di rotazione di Clemens, che è stata derivata dall’indagine sullo studio della riga CO sul piano galattico. Tale curva è approssimata da un polinomio di settimo grado i cui parametri ottenuti sono visibili in tabella.

Parametro	Valore
A0	-1149 ± 344
A1	2757 ± 747
A2	-2579 ± 637
A3	1226 ± 280
A4	-318 ± 69
A5	46 ± 9
A6	-3,5 ± 0,7
A7	0,11 ± 0,02

 

Dopo aver ottenuto la curva di rotazione della galassia è stata disegnata la mappa radio della Via Lattea nella riga 21 cm dell’idrogeno.

 

 

Dal grafico della distribuzione dell’idrogeno ottenuta dai dati sperimentali si evince come quest’ultimo non sia distribuito uniformemente, ma appaia concentrato in strutture filamentari. Queste ultime sono considerate una forte evidenza di struttura a spirale. Tale immagine, in particolare, sembrerebbe rileva una struttura spiraleggiante evidenziando cinque bracci a spirale, dei quali due ben formati gli non così marcati. Sovrapponendo idealmente l’immagine ottenuta con una rappresentante la struttura a spirale della Galassia, si può intuire come i tre bracci a spirale evidenziati siano, dall’alto a destra verso il basso a sinistra, quello del Regolo-Cigno, di Perseo, di Orione, della Carena-Sagittario e della Croce-Scudo.

 

 

In corrispondenza della posizione del Sole si trovano molti punti sperimentali per il fatto che si trova circondato da bracci a spirale e dunque la presenza di idrogeno in tale zona è alquanto abbondante. L’intensità e la dimensione dei vari punti indica l’intensità del segnale che è indicazione della concentrazione di idrogeno. Come era prevedibile, le zone intorno alla posizione del Sole hanno una intensità maggiore paragonabile a quella delle nubi che si trovano pressoché alla stessa distanza dal centro galattico. Questo ultima caratteristica evidenzia come l’intensità della concentrazione di idrogeno vada diminuendo in maniera uniforme in ogni direzione allontanandosi dal centro galattico.

Dalla conoscenza della curva di rotazione è stato possibile derivare la massa della Galassia entro un raggio R: questa viene comunemente chiamata massa integrale.

 

 

Dai dati ottenuti si desume una massa per la galassia pari a 81.22 x 109 M☉. È da sottolineare come questi dati non considerino il fatto che al centro della galassia si trova un buco nero supermassiccio, e dunque i valori risultano essere sottostimati. È impossibile, senza questa ipotesi, non deducibile dai dati ottenuti, poter rilevare con esattezza la massa della galassia. Infine, sono state calcolate le costanti di Oort considerando solo i dati che rispettavano la condizione di identificare posizioni nelle vicinanze del Sole.

Le costanti di Oort A e B misurano rispettivamente la deviazione dalla rotazione rigida e la vorticità locale, da cui si derivano la velocità angolare in corrispondenza del Sole e l’andamento della rotazione differenziale.

 

4. Conclusioni

Dai risultati ottenuti, confrontati con quelli attesi, emerge come siano in buon accordo. Infatti, come esposto in precedenza, la curva di rotazione della Galassia risulta confrontabile, entro i limiti già esposti, con i valori storici. Anche la mappa della Galassia rispecchia le caratteristiche riconducibili ad altre campagne osservative, in particolare i dati storici acquisiti, ed evidenzia principalmente cinque strutture riconducibili ad altrettanti bracci a spirale. Rispetto ad alcune ricerche con strumenti amatoriali, si evidenzia come la maggiore sensibilità dello strumento abbai permesso di evidenziare una struttura molto più complessa di quella prevista. Infine, la massa ricavata entro l’orbita del Sole è paragonabile a quella comunemente accettata, con la discriminante di non tener conto della massa concentrata nel centro galattico, che, come già espresso, non è identificabile con tale tecnica. Per concludere, le costanti di Oort sono risultate compatibili, come già evidenziato, coi dati tabulati. L’analisi effettuata con i dati ricavati dal radiotelescopio SPIDER 300A di PrimaLuceLab si sono dimostrati estremamente interessanti ed hanno permesso di ottenere degli ottimi risultati scientifici.

Ringraziamenti. Un doveroso ringraziamento va a Filippo Bradaschia e a tutto lo staff di PrimaLuceLab per averci messo a disposizione i dati dello strumento che per la prima volta sono stati utilizzati per svolgere questo tipo di ricerca.

C. S. LEUNG (1), C. M. LEE (2), K. W. NG (2)

(1) Department of Applied Mathematics, Hong Kong Polytechnic University, Hong Kong SAR, P. R. China, Email: [email protected]
(2) Hong Kong Astronomical Society, Hong Kong SAR, P. R. China

Riassunto. In questo documento, presentiamo lo sviluppo della radioastronomia a Hong Kong alla lunghezza d’onda di 21 cm dal 2006. Discutiamo dello sviluppo della radioastronomia dalla regione subtropicale con le sue usuali condizioni nuvolose di Hong Kong. Il piccolo radiotelescopio del MIT e la serie di radiotelescopi italiani SPIDER sono stati buoni punti di partenza per creare la radioastronomia in una regione densamente popolata come Hong Kong. Presentiamo alcuni interessanti risultati ottenuti con questi due tipi di radiotelescopi. Introduciamo anche la possibilità futura per lo sviluppo di array per radio interferometria a Hong Kong per ricerca ed educazione.

Parole chiave: educazione in astronomia, strumenti.

 

1. INTRODUZIONE

Hong Kong è una città orientata al business, inclusa all’interno di circa 1.100 km2. Tuttavia, questa metropoli densamente popolata, tra la più alte del mondo, non è adatta allo sviluppo dell’osservazione astronomica. L’inquinamento radio è grave e influisce negativamente sulla radioastronomia sviluppata ad Hong Kong. Nell’ottobre 2006, l’Università di Hong Kong (di seguito HKU) ha introdotto un piccolo radiotelescopio che è stato sviluppato da una società sussidiaria del MIT statunitense che operava con una lunghezza d’onda di 21 cm per la ricerca e l’insegnamento nella Physics Building Dome di HKU (Longitude: 114o 8′ 23.262 ′′E, Latitudine: 22o13′59.7′′N, Altitudine: 120 m) e un osservatorio privato intitolato Ho Koon Astronomical Center (di seguito HKAC, Longititudine: 114o6′29.3076′′E, Latitudine: 22o23′1.644′′N, Altitudine: 149 m). In totale, abbiamo costruito quattro radiotelescopi da 2,3 m a Hong Kong. I telescopi hanno funzionato in modalità a piena funzionalità fino al 2014, poiché non ci mancavano persone esperte per la calibrazione a partire da zero. Sulla base di questi piccoli radiotelescopi, siamo riusciti a riprodurre il lavoro dei piccoli risultati radio del MIT sulla curva di rotazione galattica.

 

 

Siamo grati di aver ricevuto la donazione per il finanziamento dall’associazione Dr. Stanley Ho, quindi siamo stati in grado di acquistare un radiotelescopio SPIDER 300A più potente dall’azienda italiana PrimaLuceLab. Abbiamo installato questo potente radiotelescopio allo Stanley Ho Astronomical Observatory (di seguito SHAO, Longitude: 114o13′24.0414′′E, Latitude: 22o14′32.2362′′N, Altitude: 4.6m). Questo osservatorio era sotto la gestione della Queens College Old Boy Association. È stato il primo ordine dall’azienda PrimaLuceLab, quindi siamo riusciti ad ottenere il loro supporto tecnico a lungo termine. È stato molto efficace per il loro design super sensibile del radiotelescopio SPIDER nella banda di 21 cm che ci ha consentito di rilevare sorgenti più interessanti nel cielo con una migliore qualità per le mappe radio 2D. La maggior parte erano rilevamenti storici dal nostro cielo di Hong Kong. In effetti, non pensavamo di avere ancora una zona radio quieta nel nostro cielo di Hong Kong alla prima luce del sistema SPIDER 300A poiché abbiamo un forte inquinamento radio.

 

2. OSSERVAZIONI

Come accennato in precedenza, abbiamo utilizzato i piccoli radiotelescopi del MIT (di seguito SRT) per fare osservazioni, abbiamo iniziato a fare osservazioni solari utilizzando SRT come nostro progetto di avvio. Per quando riguarda l’SRT, è una parabola di 2,3 m di diametro con un’ampiezza del fascio di 7 gradi. Inoltre, la larghezza di banda per questo telescopio è di soli 50 kHz. Il design di questo telescopio e del ricevitore ha una maggiore enfasi sui bersagli transitori. Ma ha anche una funzione chiamata mappatura a 25 punti con tempo di integrazione non regolabile per ottenere una mappatura 2D di grandi dimensioni. Quindi, vincolati da questalimitata capacità, abbiamo provato a testare il nostro cielo osservando la sorgente radio standard. La figura 2 mostra i risultati basati sulla mappatura a 25 punti con il relativo spettro. Il primo segnale radio al di fuori del sistema solare fu rilevato da Jansky nel 1931 (Jansky, 1932) e il primo articolo di fisica radiosolare fu pubblicato nel 1944 (Reber, 1944). Successivamente è nata la fisica radio del sole. Come lavoro iniziale a Hong Kong, abbiamo cercato di riprodurre tutti questi lavori radio solari in modo da poter avere familiarità con le prestazioni del sistema dei nostri radiotelescopi.

 

 

Oltre al sole, l’SRT ha lavorato anche su altre potenti sorgenti radio e sull’eclissi lunare, vale a dire CasA, Taurus A (M1), curva di rotazione galattica e così via. La curva di rotazione galattica ottenuta è simile ai risultati del MIT Haystack Observatory, ciò significa che possiamo operarla in modo simile a quella degli Stati Uniti. A causa della differenza di posizione per tutti gli SRT sia in HKU che in HKAC, abbiamo perso l’importante osservazione per l’eclissi anulare il 21 maggio 2012.
Dopo aver acquistato il nuovo sistema SPIDER 300A dall’azienda PrimaLuceLab in quanto ha funzionalità più potenti, abbiamo effettuato alcune interessanti osservazioni dal nostro cielo. Lo SPIDER 300A ha un diametro di 3 m con un’ampiezza del fascio di 4,3 gradi. La larghezza di banda per SPIDER 300A è 50MHz, circa 3 ordini di grandezza migliore di quella di SRT. Inoltre, ha una funzione integrata denominata Based-Band Converter Tool (BBC Tool) che è un filtro digitale per filtrare il rumore in modo tale da raccogliere migliori segnali radio. La figura 3 mostra il software di controllo e la finestra BBC Tool. Possiamo vedere il gruppo di filtri digitali (16+16) completamente sintonizzabile sulle 2 frequenze intermedie in modo tale da poter evitare i segnali RFI.

 

 

Utilizzando il sistema SPIDER 300A, abbiamo rilevato oggetti più interessanti in SHAO da Hong Kong Tai Tam. Le seguenti sono alcune fonti interessanti che abbiamo rilevato in SHAO.

 

 

La Figura 4, la Figura 5 e la Figura 6 mostrano risultati interessanti che abbiamo rilevato il centro galattico della Via Lattea (SgrA*) rispettivamente il 1° gennaio 2021 e il 9 dicembre 2021. Queste sono le immagini storiche del nostro cielo di Hong Kong. La figura 7 mostra l’osservazione della mappa 2D del sole radio. Inoltre, l’interessante sorgente forte denominata Cygnus A (Cyg A) mostrata in Figura 8, è una sorgente extragalattica distante circa 600 milioni di anni luce dalla nostra terra.

 

 

 

Quindi, da tutte queste osservazioni da Hong Kong, possiamo impostare il database delle sorgenti radio per il nostro cielo. Oltre ad accumulare dati osservativi per il nostro database, abbiamo utilizzato anche lo SPIDER 300A per effettuare l’osservazione delle eclissi radio solari. Abbiamo anche ottenuto risultati molto significativi. Per dettagli più tecnici ed estesi, fare riferimento all’altro documento per l’eclissi solare radio a Hong Kong (Leung et al., 2021).

 

 

 

3. COMMENTI E CONCLUSIONI

Per questa presentazione, abbiamo affrontato il motivo per cui Hong Kong ha sviluppato la radioastronomia a causa della regione subtropicale e delle condizioni nuvolose del territorio che non sono buone per lo sviluppo dell’astronomia ottica. Abbiamo comunque ottenuto alcune interessanti mappature radio bidimensionali. Questa è stata la storica osservazione radio a 21 cm dell’eclissi solare da Hong Kong. Sulla base di queste esperienze, abbiamo formato alcuni giovani studenti per sviluppare il loro interesse e la loro carriera in queste discipline. Grazie al sistema SPIDER 300A, è stato più facile per noi sviluppare sistemi per l’osservazione remota e la riduzione dei dati poiché il loro design consente confronti con telescopi professionali di altri radio osservatori del mondo. La fase successiva per la radioastronomia a Hong Kong sarà un radio interferometro per combinare tutti i radiotelescopi a Hong Kong utilizzando la correlazione software. Lavoreremo anche con altri radiotelescopi in altri paesi vicini per testare l’osservazione VLBI.

Ringraziamenti. Vorremmo esprimere la nostra profonda gratitudine al defunto Dr. Stanley Ho e alla sua famiglia per la generosa donazione e l’enorme sostegno allo Stanley Ho Astronomical Observatory a Tai Tam, Hong Kong. Il finanziamento ha consentito di acquistare il radiotelescopio e tutti gli accessori necessari per l’osservazione radio e l’acquisizione dei dati. Un ringraziamento speciale al Prof. Yuen Kwok Yung come facilitatore e alla sig.ra Daisy Ho come coordinatrice delle donazioni e donatrice. Vorremmo ringraziare tutti gli osservatori radio del territorio, ovvero HKU, HKAC e SHAO. Siamo in debito con i team di gestione e tecnici di tutti questi tre osservatori.