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Progetti radioastronomia

Solar eclipse observations with SPIDER 300A radio telescope in Hong Kong in the 21cm radio frequency band

Osservazioni dell’eclisse solare con il radiotelescopio SPIDER 300A in Hong Kong nella banda radio dei 21cm

By | Progetti radioastronomia

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: chun-sing-hkpu.leung@polyu.edu.hk
(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.

 

Osservazioni dell'eclisse solare con il radiotelescopio SPIDER 300A in Hong Kong nella banda radio dei 21cm

Osservazioni dell’eclisse solare con il radiotelescopio SPIDER 300A in Hong Kong nella banda radio dei 21cm

 

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.

 

Osservazioni dell'eclisse solare con il radiotelescopio SPIDER 300A in Hong Kong nella banda radio dei 21cm

Figura 1 – L’interfaccia del software RadioUniversePRO mostra il Sole in formato dati grezzi.

 

Solar eclipse observations with SPIDER 300A radio telescope in Hong Kong in the 21cm radio frequency band

Figura 2 – La curva della densità di flusso in tempo reale rispetto ai grafici temporali. I grafici rappresentano la doppia polarizzazione per il segnale del Sole

 

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.

 

Osservazioni dell'eclisse solare con il radiotelescopio SPIDER 300A in Hong Kong nella banda radio dei 21cm

Figura 3 – La normale mappatura giornaliera del Sole utilizzando SPIDER 300A

 

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.

 

Osservazioni dell'eclisse solare con il radiotelescopio SPIDER 300A in Hong Kong nella banda radio dei 21cm

Figura 4 – Sequenza dei diagrammi dell’eclisse parziale di sole 0.89 da Hong Kong il 21 giugno 2020: a. inizia l’eclisse, b. fase parziale I, c. massimo dell’eclisse, d. fase parziale II, e e. verso la fine dell’eclisse (bloccata dalla collina).

 

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.

 

Osservazioni dell'eclisse solare con il radiotelescopio SPIDER 300A in Hong Kong nella banda radio dei 21cm

Figure 5 – Solar eclipse observations with SPIDER 300A radio telescope in Hong Kong in the 21cm radio frequency band

 

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.

 

Osservazioni dell'eclisse solare con il radiotelescopio SPIDER 300A in Hong Kong nella banda radio dei 21cm

Figura 6 – La curva di luce simulata per l’eclissi solare parziale del 2020 con raggio diverso del Sole radio.

 

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.

 

RIFERIMENTI

Jallod U. E. and Abood K. M., 2019, Progress In Electromagnetics Research Letters 85, 17.
Jason S., https://www.maplesoft.com/applications/view.aspx?SID=4343&view=html
Kruger, A., 1979, Introduction to Solar Radio Astronomy and Radio Physics, D. Reidel Publishing Company.
Kundu, M. R., 1965, Solar Radio Astronomy, Interscience Publishers.
Kundu, M. R. and Gergely T. E., 1980, Radio Physics of the Sun (International Astronomical Union Symposia, 86), Springer Company.
Liu Y. Y. and Fu Q. J., 1998, Progress in Astronomy 16, No.3 Sep.
McLean, D. J. and Labrum, N. R, 1985 eds., Solar Radiophysics, Cambridge University Press.
Reber, G., 1944, Astrophys. J. 100, 279.
Rhodes B., 2019, Skyfield: High precision research-grade positions for planets and Earth satellites generator, (ascl:1907.024).
Sawant H. S., Srivastava N., Trigoso H. E., Sobral J. H. A., Fernandes F. C. R., Cecatto J. R., Subramanian K. R., 1997, Advances in Space Research 20, 2359.
Sherwood H., 1978, Radio Universe, Chinese edition.
Tan B. L., Yan Y. H., Zhang Y., Tan C. M., Huang J., Liu Y. Y., Fu Q. J., Chen Z. J., Liu F., Chen L. J., and Ji G. S., 2009, Science in China Series G: Physics, Mechanics and Astronomy 52, 1765. Velusamy T., Kuiper T. B. H., Levin S. M., Dorcey R., Kreuser-Jenkins N., and Leflang J., 2020,
Publications of the Astronomical Society of the Pacific 132, 1015.

Study of the galactic hydrogen distribution with SPIDER 300A radio telescope

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A

By | Progetti radioastronomia

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
mario.sandri@gmail.com, 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.

 

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A: uno degli spettri di emissione dell’idrogeno galattico catturati con SPIDER 300A

 

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.

 

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A: Curva di rotazione della Galassia ottenuta dai dati sperimentali (punti neri). La linea blu rappresenta l’interpolazione quadratica, mentre quella rossa un’interpolazione polinomiale di ordine nove.

 

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.

ParametroValore
A0-1149 ± 344
A12757 ± 747
A2-2579 ± 637
A31226 ± 280
A4-318 ± 69
A546 ± 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.

 

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A: Struttura della Galassia ottenuta dai dati sperimentali.

 

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.

 

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A: Ricostruzione dei bracci a spirale: Regolo-Cigno (verde), Perse (giallo)o, Orione (rosso), Carena-Sagittario (azzurro) e Croce-Scudo (fucsia).

 

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.

 

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A

Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A: Andamento della massa integrale in funzione della distanza dal centro galattico

 

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.

Radio astronomy in Hong Kong in 21 CM radio band

Radioastronomia a Hong Kong nella banda dei 21cm

By | Progetti radioastronomia

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: chun-sing-hkpu.leung@polyu.edu.hk
(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.

 

Radioastronomia a Hong Kong nella banda dei 21cm

Fig. 1 – Curva di rotazione galattica ottenuta dal cielo di Hong Kong utilizzando il piccolo radiotelescopio nella banda di frequenza di 21 cm (Crediti: team HKU SRT).

 

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.

 

Radioastronomia a Hong Kong nella banda dei 21cm

Fig. 2 – Risultati basati sulla mappatura a 25 punti con il relativo spettro. Dimostra che puntiamo correttamente il sole (Crediti: HKAC).

 

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.

 

Radioastronomia a Hong Kong nella banda dei 21cm

Fig. 3 – Software RadioUniversePro con la finestra BBC Tool.

 

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.

 

Radioastronomia a Hong Kong nella banda dei 21cm

Fig. 4 – Radio mappa 2D di Sagittarius A* prima dell’elaborazione.

 

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.

 

Radioastronomia a Hong Kong nella banda dei 21cm

Fig. 5 – Radio mappa 2D di Sagittarius A* dopo l’elaborazione.

 

Radioastronomia a Hong Kong nella banda dei 21cm

Fig. 6 – Radio mappa 2D di Sagittarius A* dopo elaborazione con script Python.

 

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).

 

Radioastronomia a Hong Kong nella banda dei 21cm

Fig. 7 – Radio mappa 2D del Sole dopo elaborazione con script Python.

 

Radioastronomia a Hong Kong nella banda dei 21cm

Fig. 8 – Radio mappa 2D di Cygnus A dopo elaborazione con script Python.

 

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.

 

RIFERIMENTI

Jansky K. G.: 1932, Directional Studies of Atmospherics at High Frequencies, Proc. Inst. Rad. Eng. 20, 1920.

Reber G.: 1944, Cosmic Static, Astrophys. J. 100, 279.

Leung C. S. et al.: 2022, Solar Eclipse Observations with Small Radio Telescope in Hong Kong in 21cm Radio Frequency Band, RoAJ, 32.

Received on 10 December 2021

Cassiopea A recorded with SPIDER 300A radio telescope: optical and radio image comparison of Cassiopeia A sky area

Cassiopea A registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A

By | Progetti radioastronomia | No Comments

Cassiopea A è una sorgente importante per la radioastronomia, un resto di supernova nella costellazione di Cassiopea con un flusso di 2400 Jansky a 1420 MHz. Per questo articolo abbiamo utilizzato il radiotelescopio SPIDER 300A che, grazie all’antenna parabolica da 3 metri di diametro con montatura WP-100 ad elevata precisione, all’elevata sensibilità del ricevitore H142-One e alle caratteristiche avanzate del software RadioUniversePRO, è in grado di catturare Cassiopea A. I radiotelescopio è collegato alla sala di controllo remoto utilizzando il Kit radio over fiber per radiotelescopi SPIDER che elimina la tipica perdita di guadagno dovuta alla lunghezza dei cavi coassiali e migliora le prestazioni del radiotelescopio.

 

Cassiopea A registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A: il software RadioUniversePRO usato del radiotelescopio SPIDER 300A usato per questo articolo

Cassiopea A registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A: il software RadioUniversePRO usato del radiotelescopio SPIDER 300A usato per questo articolo

 

Cassiopea A (linea viola) è la sorgente extra solare più potente ma è comunque molto debole!

Cassiopea A (linea viola) è la sorgente extra solare più potente ma è comunque molto debole!

 

Nelle frequenze del visibile, Cassiopea A è estremamente debole in quanto la polvere interstellare del piano della Via Lattea ne assorbe la radiazione visibile. Cassiopea A (chiamata anche Cas A) è stata identificata nel 1947 (una delle prime radiosorgenti ad essere state individuate) mentre la sua controparte ottica è stata scoperta nel 1950. Si pensa che la supernova che ha originato Cassiopea A sia esplosa circa 11000 anni fa e che la luce dell’esplosione abbia raggiunto la Terra circa 300 anni fa. Non abbiamo notizie di un avvistamento di questa supernova ma è possibile che la stella di sesta magnitudine 3 Cassiopeiae, catalogata da John Flamsteed il 16 agosto 1680, fosse in realtà Cas A.

 

Il resto di supernova Cassiopea A attraverso lo spettro: Gamma ray (magenta), X-rays (blu, verde), visibile (giallo), infrarosso (rosso) e radio (aranzio). Crediti: NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration, CXC/SAO/JPL-Caltech/Steward/O. Krause et al., e NRAO/AUI

Il resto di supernova Cassiopea A attraverso lo spettro: Gamma ray (magenta), X-rays (blu, verde), visibile (giallo), infrarosso (rosso) e radio (aranzio). Crediti: NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration, CXC/SAO/JPL-Caltech/Steward/O. Krause et al., e NRAO/AUI

 

Grazie all’elevata sensibilità del ricevitore H142-One del radiotelescopio SPIDER, è possibile registrare segnali radio in arrivo anche da oggetti al di fuori del Sistema Solare. Abbiamo quindi utilizzato le avanzate funzionalità di SPIDER e del software RadioUniversePRO per registrare il segnale in arrivo da Cassiopea A durante il giorno e in presenza di nuvole. Dovendo puntare una radiosorgente debole, dobbiamo prima di tutto essere sicuri che il radiotelescopio sia correttamente puntato sulla giusta area del cielo e, per farlo, sfruttiamo l’elevata precisione di puntamento della montatura WP-100 del radiotelescopio SPIDER 300A. Il tab Source Visibilities di RadioUniversePRO (dove è contenuto il database delle radio sorgenti) consente di verificare che Cassiopea A abbia una buona altezza da terra (è infatti consigliato puntare oggetti alti da terra almeno 30 gradi) e puntare precisamente questa radio sorgente. Prima di incominciare a registrare dati, abbiamo verificato la presenza di interferenze nella banda di frequenza (50 MHz, centrata a 1420 MHz) registrata dal radiotelescopio SPIDER. Come potete vedere nell’immagine sotto, la riga dell’idrogeno a 1420 MHz è chiaramente visibile insieme ad alcune interferenze artificiali che però possiamo facilmente isolare grazie allo strumento BBC Tools di RadioUniversePRO. In questo modo il radiotelescopio SPIDER non registrerà segnali radio artificiali.

 

Cassiopea A registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A: il tab BBC Tools di RadioUniversePRO con le polarizzazioni sinistra e destra

 

Abbiamo quindi effettuato la cattura di un Cross-Scan, una tecnica che prevede la registrazione di un transito sia in Elevazione che in Azimuth (o anche in Ascensione Retta e Declinazione), centrato sull’oggetto. In questo modo si ottiene un grafico dell’intensità dell’emissione radio lungo una croce centrata sull’oggetto e che consente di determinare la massima emissione radio di Cassiopea A. Per effettuare questa operazione, selezioniamo il tab “TPI Plot” in RadioUniversePRO e utilizziamo la funzione Cross-Scan, selezionano la lunghezza della scansione, la separazione di ogni punto di registrazione e il tempo di integrazione di ogni punto di registrazione. La montatura del radiotelescopio SPIDER muove l’antenna e il software crea un grafico come quello che potete vedere nell’immagine sotto. Si nota chiaramente l’aumento del valore radio registrato causato da Cassiopea A. In questo modo abbiamo anche verificato che la montatura del radiotelescopio SPIDER è perfettamente allineata sulle radiosorgenti in cielo e che Cassiopea A è stata perfettamente puntata.

 

Cassiopea A registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A: registrazione del Cross-Scan di Cassiopea A

 

Quindi abbiamo voluto registrare uno spettro calibrato di Cassiopea A per evidenziare la riga di emissione dell’Idrogeno neutro a 1420 MHz. Per questa operazione abbiamo utilizzato la funzionalità On-Off di RadioUniversePRO con la registrazione degli spettri: registrando dati dalla radio sorgente (posizione “on”) e quindi calibrandolo su un punto in cielo lontano dalla radiosorgente (posizione “off”), il risultato è uno spettro calibrato. Il risultato è visibile nell’immagine sotto, potete notare come il radiotelescopio SPIDER ha perfettamente evidenziato l’emissione della riga dell’idrogeno a 1420 MHz.

 

Cassiopea A registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A: lo spettro calibrato con la riga dell’idrogeno.

 

Abbiamo quindi effettuato una cattura di una radiomappa dell’area di Cassiopea A, utilizzando la funzione Mapping di RadioUniversePRO. Abbiamo impostato la cattura di un’area di 20×20 gradi, con 1 secondo di integrazione per ogni punto e una separazione tra i punti di 0.8 gradi. Come potete vedere nell’immagine sotto, la mappa mostra un incremento del segnale al centro della mappa, proprio dove si trova Cassiopea A.

 

Cassiopea A registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A: la radiomappa di Cassiopea A mostra l’incremento del segnale proprio vicino al centro dell’immagine.

 

Salvando il dato registrato in formato FITS (proprio come avviene per i radiotelescopi professionali) possiamo anche estrarre i dati che possono essere elaborati con diversi software, come il NASA FITS Viewer. La radiomappa registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A è stata quindi confrontata con un’immagine ottica della stessa area di cielo, che potete vedere nell’immagine sotto. E’ facile notare come, in un’area apparentemente prova di particolari oggetti, il radiotelescopio SPIDER invece rileva una forte radiosorgente, il resto di supernova conosciuto con il nome Cassiopea A nella nomenclatura radioastronomica.

 

Cassiopea A registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A: confronto tra immagine ottica e radiomappa dell’area di cielo di Cassiopea A.

 

SPIDER è il primo radiotelescopio specificamente sviluppato e progettato da PrimaLuceLab per permettere a tutti di scoprire la vera radioastronomia senza la necessità di essere radioastronomi! Clicca qui per scoprire la linea completa dei radiotelescopi SPIDER.

solar radio emission with SPIDER radio telescope

Esperimenti: emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER

By | Progetti radioastronomia | No Comments

Il Sole è una delle sorgenti radio più interessanti del cielo e l’emissione radio del Sole può essere studiata utilizzando i radiotelescopi SPIDER. Il Sole non emette solo luce visibile ma anche altre frequenze dello spettro elettromagnetico, infatti potete sentire il calore del Sole sulla nostra pelle, espressione della radiazione infrarossa. Utilizzando un radiotelescopio SPIDER 300A da 3 metri di diametro, in questo articolo vediamo come rilevare onde radio in arrivo dal Sole e generare vari risultati (come radiomappe e transiti) utilizzando il software di controllo RadioUniversePRO. Effettuiamo il puntamento e l’allineamento automatico sul Sole, l’individuazione e la eventuale eliminazione delle interferenze e la cattura dei risultati.

 

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: il radiotelescopio SPIDER 300A

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: il radiotelescopio SPIDER 300A

 

Il Sole emette onde radio sia per meccanismi termici (a causa dalla sua elevata temperatura) che per quelli non termici (ad esempio per radiazione di sincrotrone, quando gli elettroni vengono forzati in movimenti a spirale attorno alle linee del campo magnetico). Per lunghezze d’onda superiori a 1 cm (cioè inferiori a circa 30 GHz), l’emissione radio del Sole presenta 2 componenti: una costante detta “Sole calmo” dovuta al calore della nostra stella e una variabile detta “Sole disturbato” che varia nel tempo e che dipende dalla presenza di macchie solari o flares. I radiotelescopi SPIDER vi consentono di registrare queste emissioni. Fate partire il software RadioUniversePRO e collegatevi alla montatura e al ricevitore di SPIDER. Nel tab IF Monitor vedrete i dati catturati in tempo reale, come mostrato nell’immagine sotto.

 

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: software RadioUniversePRO e IF Monitor

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: software RadioUniversePRO e IF Monitor

 

Ora selezionate il tab “Source visibility” e fate doppio click sulla radio sorgente “Sun”. Il radiotelescopio SPIDER punterà automaticamente il Sole. Per verificare il perfetto allineamento sul Sole, potete utilizzare la funzionalità “Offset alignment” del rispettivo tab. Qui potete selezionare i parametri per richiedere al radiotelescopio di eseguire una scansione attorno all’area di cielo in cui è puntato e trovare il punto di massima emissione radio, che corrisponderà alla reale posizione del Sole: i questo modo la montatura verrà automaticamente allineata in maniera molto precisa e potrà puntare ed inseguire qualsiasi radio sorgente in cielo. Premete il bottone “Start procedure” per iniziare, il radiotelescopio SPIDER troverà la posizione perfetta del Sole.

 

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: allineamento automatico su Sole

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: allineamento automatico su Sole

 

Ora selezionate il tab “BBC Tool” tab e osservate la qualità del segnale che viene catturato. Qui potete facilmente capire se avete interferenze causate da segnale artificiale e facilmente rimuovere le corrispondenti parti dello spettro, se presenti. Ricordate che le interferenze causate dal segnare artificiali variano in funzione del luogo in cui è installato il radiotelescopio SPIDER e in funzione della direzione puntata dal radiotelescopio stesso. Quindi dovete verificarle con il tab BBC Tools prima di iniziare a catturare i dati.

 

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: BBC tools vi consente di eliminare eventuali interferenze radio

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: BBC tools vi consente di eliminare eventuali interferenze radio

 

Essendo sicuri che il radiotelescopio è perfettamente allineato sul Sole e che non stiamo catturando segnali artificiali, possiamo ora iniziare a registrare dati e a produrre vari risultati. Incominciamo con un Cross-Scan del Sole. Questa tecnica consiste nel muovere il radiotelescopio creando una croce centrata sull’oggetto e registrando il dato radiometrico per ogni punto: questo ci consentirà di determinare la massima emissione radio dal Sole. Per effettuare questa operazione, selezioniamo il tab “Total Power Plot” in RadioUniversePRO e utilizziamo la funzione Cross-Scan, selezionano la lunghezza della scansione, la separazione di ogni punto di registrazione e il tempo di integrazione di ogni punto di registrazione. La montatura del radiotelescopio SPIDER muove l’antenna e il software crea un grafico come quello che potete vedere nell’immagine sotto. Il Cross-Scan può essere utilizzato anche per calcolare alcuni parametri del radiotelescopio, come il half power beam width (HPBW).

 

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: Cross-Scan centrato sul Sole

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: Cross-Scan centrato sul Sole

 

Visto che il radiotelescopio SPIDER 300A è perfettamente allineato sul Sole, possiamo anche inseguire il Sole per un lungo periodo ed utilizzare la funzione TPI Plot del tab Total Power Plot di RadioUniversePRO per verificare possibili variazioni dell’emissione radio dal Sole. Nel grafico, ogni riga corrisponde al valore radiometro di ogni filtro BBC che abbiamo selezionato nel precedente passaggio.

 

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: TPI plot del Sole

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: TPI plot del Sole

 

Ora produciamo una radio mappa, quindi una vera e propria immagine del Sole ripreso nelle frequenze radio. Selezioniamo il tab Mapping dove possiamo impostare tutte le caratteristiche di ripresa della radio mappa. Il radiotelescopio SPIDER effettuerà una scansione dell’area di cielo attorno al Sole, in funzione della dimensione della radio mappa, della separazione e della durata di cattura dei dati di ogni punto che compone la mappa. La mappa verrà poi visualizzata da RadioUniversePRO utilizzando una delle diverse scale di colori selezionabili dall’utente. Nell’immagine sotto, il risultato della cattura della radio mappa del Sole, con un’area di 15 gradi di lato. Sono visibili anche gli effetti dei lobi laterali che formano il pattern a croce attorno alla figura centrale del Sole.

 

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: mappa radio del Sole

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: mappa radio del Sole

 

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: le visualizzazioni della mappa radio in RadioUniversePRO

Emissione radio del Sole con i radiotelescopi SPIDER: le visualizzazioni della mappa radio in RadioUniversePRO

 

Grazie al radiotelescopio SPIDER e al software RadioUniversePRO, avete a disposizione una serie di dati e potete facilmente confrontare l’emissione radio del Sole con dati registrati anche da radiotelescopi professionali. Alcune fonti disponibili su Internet:

Nobeyama Radio Observatory: http://www.nro.nao.ac.jp/en/

Australian Government – Radio and Space Weather Services – Learmonth Observatory: http://www.ips.gov.au/Solar/3/4

Ottawa 10.7cm radio flux: http://www.spaceweather.gc.ca/solarflux/sx-eng.php

Taurus A “discovered” by SPIDER radio telescope: Taurus A radio map recorded with SPIDER radio telescope

Taurus A (M1) registrata dal radiotelescopio SPIDER

By | Progetti radioastronomia | No Comments

Taurus A è la radio sorgente nella costellazione del Toro che corrisponde alla Nebulosa del Granchio (M1), il resto di supernova esplosa il 4 luglio 1054 e annotata da astronomi cinesi ed arabi del tempo. Da allora la nube di gas si è espansa ed oggi è grande oltre 6 anni luce. In questo articolo vediamo come il radiotelescopio SPIDER l’ha “scoperta” catturandone le onde radio emesse e convertendole in una radio mappa, una vera e propria fotografia in onde radio di questa nebulosa. Infatti si ritiene che Taurus A emetta onde radio per radiazione di sincrotrone causata da elettroni in veloci moti a spirale attorno alle linee di campo magnetico generati dalla pulsar al suo interno. Grazie alla grande antenna e al ricevitore H142-One a 1420 MHz il radiotelescopio SPIDER è riuscito a registrarne facilmente il debole segnale e, grazie alla precisa montatura e al sistema di puntamento, ha generato una radio mappa con la stessa tecnica usata dai radio telescopi professionali.

Studiare il cielo alla frequenza di 1420 MHz ha diversi vantaggi tra cui la possibilità di catturare onde radio anche di giorno e attraverso le nuvole. Ma a questa frequenza l’emissione elettromagnetica di molte radiosorgenti è piuttosto debole (infatti i radiotelescopi professionali utilizzano antenne di grandissimo diametro e sono molto costosi). Alla frequenza di 1420 MHz le radio sorgenti più forti sono:

  1. Sole: flusso di circa 40000 Jansky
  2. Cassiopea A: flusso di circa 2400 Jansky
  3. Centaurus A: flusso di circa 1700 Jansky
  4. Cygnus A: flusso di circa 1600 Jansky
  5. Sagittarius A: flusso di circa 1600 Jansky
  6. Vela X: flusso di circa 1600 Jansky
  7. Taurus A (M1): flusso di circa 875 Jansky
  8. Orion A (M42): flusso di circa 520 Jansky
  9. NGC2237: flusso di circa 260 Jansky

 

Taurus A recorded with SPIDER 300A radio telescope: SPIDER 300A radio telescope used for this article, in the background the Marcello Ceccarelli Visitor Center in Medicina (Bologna – Italy).

Taurus A (M1) registrata dal radiotelescopio SPIDER: il radiotelescopio SPIDER 300A usato per questo articolo, sullo sfondo il centro visite Marcello Ceccarelli a Medicina (Bologna).

 

Con lo SPIDER, il Sole è così forte che possiamo usarlo come sorgente radio di riferimento per allineare la montatura sul cielo. Tutte le altre sorgenti radio sono più deboli ma l’elevata sensibilità del radiotelescopio SPIDER consente comunque di registrarle. Per verificarlo, abbiamo utilizzato il radiotelescopio SPIDER 300A installato al centro visitatori Marcello Ceccarelli a Medicina (Bologna, Italia – vicino ai radiotelescopi professionali dell’INAF) per registrare una mappa radio di Taurus A e usando il software di controllo RadioUniversePRO che viene fornito con il radiotelescopio SPIDER.

Un radiotelescopio è diverso da un telescopio ottico per molti aspetti: uno di questi è che raccoglie le onde radio da una singola area nel cielo. Solo per fare un esempio, è come avere un telescopio con camera CCD dotata di un unico grande pixel. Per creare mappe radio, la tecnica consiste nel muovere l’antenna con piccoli movimenti e, per ogni posizione del cielo, registrare onde radio provenienti dallo spazio inseguendo il movimento apparente del cielo. Quindi l’antenna SPIDER viene spostata in una nuova posizione e registra il valore di pixel successivo. Per ogni pixel, il software RadioUniversePRO calcola la quantità totale di onde radio catturate e visualizza questo valore con un colore basato su una scala di colori scelta dall’utente.

 

Taurus A recorded with SPIDER 300A radio telescope: making of the radio map with RadioUniversePRO software

Taurus A (M1) registrata dal radiotelescopio SPIDER: la creazione di una radio mappa con il software RadioUniversePRO

 

Il software RadioUniversePRO consente di puntare il radiotelescopio verso la corretta posizione in cielo della radiosorgente da studiare, visualizzare in tempo reale lo spettro della banda in frequenza evidenziando così eventuali segnali artificiali (che possono quindi essere filtrati) e definire le caratteristiche della radiomappa che vogliamo registrare come:

  • Dimensioni in gradi (AR e DEC)
  • Separazione tra ogni pixel
  • Tempo di integrazione per ogni pixel
  • Tipo di scala colori per la visualizzazione
  • Stretching dell’istogramma
  • Eventuale visualizzazione con curve di livello

 

Taurus A recorded with SPIDER 300A radio telescope: RadioUniversePRO software during capture of Taurus A radio map

Taurus A (M1) registrata dal radiotelescopio SPIDER: il software RadioUniversePRO durante la cattura della radiomappa di Taurus A

 

Abbiamo quindi lanciato una cattura durata circa 3 ore, impostando in RadioUniversePRO i seguenti parametri:

  • Dimensioni della mappa: 15 x 15 gradi
  • Separazione tra ogni pixel: 0,4 gradi
  • Tempo di integrazione per ogni pixel: 5 secondi

Il risultato è la mappa che riportiamo nell’immagine sotto. Potete facilmente notare l’incremento del segnale al centro dell’immagine, corrispondente alla posizione di Taurus A. L’incremento del segnale visibile in alto a destra nell’immagine è la Via Lattea, infatti Taurus A non giace perfettamente sul piano della nostra galassia ma è distante qualche grado (come confermato dalla radio mappa). L’immagine sotto mostra la stessa radiomappa ma visualizzata con le curve di livello.

 

Taurus A recorded with SPIDER 300A radio telescope: Taurus A radio map recorded with SPIDER radio telescope

Taurus A (M1) registrata dal radiotelescopio SPIDER: radiomappa di Taurus A registrata con il radiotelescopio SPIDER

 

Taurus A recorded with SPIDER 300A radio telescope: curve levels visualization in Taurus A radio map

Taurus A (M1) registrata dal radiotelescopio SPIDER: visualizzazione con curve di livello della radiomappa di Taurus A

 

Abbiamo così dimostrato che, grazie all’elevata sensibilità e precisione di puntamento del radiotelescopio SPIDER, è possibile realizzare radiomappe anche di deboli radiosorgenti utilizzando le stesse tecniche impiegate dai radiotelescopi professionali!

Radio astronomy at school with SPIDER radio telescopes: H142-One receiver and control computer with RadioUniversePRO software that controls SPIDER radio telescope visible in the background

Radioastronomia a scuola con i radiotelescopi SPIDER

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E’ possibile fare radioastronomia a scuola? In generale, le attività che molte scuole sviluppano in astronomia sono solitamente fatte con telescopi ottici in quanto gli strumenti per le altre bande dello spettro elettromagnetico sono ritenuti troppo costosi o difficili da usare. Questo, spesso, si traduce in singole visite serali con gli studenti presso gli osservatori pubblici e quindi non è possibile effettuare uno studio continuativo. Grazie ai nostri radiotelescopi SPIDER è però possibile effettuare realmente radioastronomia a scuola in quanto, a differenza di un telescopio ottico, possono essere usati anche di giorno e quindi anche durante il normale orario di lezione! Il radiotelescopio SPIDER viene installato all’esterno e viene controllato in remoto, ad esempio dalla classe o da un laboratorio.

 

Radio astronomy at school with SPIDER radio telescopes: H142-One receiver and control computer with RadioUniversePRO software that controls SPIDER radio telescope visible in the background

Radio astronomy at school with SPIDER radio telescopes: H142-One receiver and control computer with RadioUniversePRO software that controls SPIDER radio telescope visible in the background

 

Chiunque sia dotato di una parabola satellitare con un LNB e un SatFinder può puntare il Sole e verificare che emette onde radio. Radio2Space ha però sviluppato una linea di veri radiotelescopi completi con migliori prestazioni (quindi più risultati) e con una maggiore facilità d’uso. I radiotelescopi SPIDER, grazie alla loro grande parabola, al preciso sistema di puntamento, alla maggiore stabilità e sensibilità del ricevitore ricevitore H142-One 1420 MHz per radioastronomia e all’avanzato software di controllo RadioUniversePRO, sono in grado di captare onde radio provenienti da più sorgenti dell’Universo. Inoltre, grazie al particolare sistema di controllo, vengono facilmente comandati in remoto e quindi sono gli strumenti perfetti per fare radioastronomia a scuola.

 

Radioastronomia a scuola con i radiotelescopi SPIDER: allineamento automatico del radiotelescopio su una sorgente con il software RadioUniversePRO

Radioastronomia a scuola con i radiotelescopi SPIDER: allineamento automatico del radiotelescopio su una sorgente con il software RadioUniversePRO

 

Le attività di radioastronomia a scuola sono molte e riguardano sia l’astronomia che la fisica. I radiotelescopi SPIDER infatti consentono non solo di captare le onde radio in arrivo dallo spazio ma anche di studiare come queste vengono generate nell’Universo e poi come vengono raccolte dallo strumento stesso. È così possibile unire i concetti di fisica delle onde elettromagnetiche a quello dei fenomeni astronomici che le generano. Anche se è più compatto (ma per questo alla portata economica di molti!) di un radiotelescopio professionale, il radiotelescopio SPIDER può essere usato per dimostrare agli studenti che diversi oggetti dell’Universo emettono non solo luce visibile ma anche onde radio. Registrando dati anche sotto forma di transiti o radio-immagini, è poi possibile introdurre concetti di corpo nero per poi arrivare alla teoria dei quanti, dei fotoni e dei vari modelli atomici.

 

Radioastronomia a scuola con i radiotelescopi SPIDER: radiomappa del Sole registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A

Radioastronomia a scuola con i radiotelescopi SPIDER: radiomappa del Sole registrata con il radiotelescopio SPIDER 300A

 

SPIDER consente di puntare e registrare onde radio provenienti da molte sorgenti radio, anche extra galattiche e anche durante il giorno. È quindi possibile integrare anche la fisica dell’atmosfera spiegando agli studenti perché le onde radio penetrano le nuvole mentre quelle del visibile ne vengono bloccate (o fortemente attenuate). Potete quindi studiare i fenomeni che spiegano la nascita delle onde radio provenienti da diverse radiosorgenti e studiare se e perchè sono polarizzate. I radiotelescopi SPIDER sono dotati di un ricevitore a 1420 MHz appositamente studiato per la radioastronomia: il ricevitore H142-One è dotato di spettrometro a 1024 canali che consente di catturare la riga dell’idrogeno proveniente, ad esempio, dal piano della Via Lattea. In questo modo gli studenti possono studiarne anche l’effetto doppler e calcolare le velocità relative delle diverse parti della Via Lattea.

 

Radioastronomia a scuola con i radiotelescopi SPIDER: spettro on-off della radiosorgente Cassiopea A con la registrazione della riga dell’idrogeno

 

Anche gli oggetti intorno a noi emettono onde radio. Puntando ad esempio il radiotelescopio verso un palazzo vicino, sarà possibile notare l’aumento del valore di onde radio. Confrontando questo valore con quello rilevato puntando il Sole o la Luna sarà possibile determinare la temperatura superficiale della nostra stella o del nostro satellite naturale! Grazie alla possibilità di calibrare il segnale, il software di controllo di SPIDER consente di monitorare l’emissione di una radio sorgente per lungo tempo. Ad esempio, puntando il Sole è possibile fare una misurazione al giorno per l’arco di tempo necessario a sua rivoluzione (circa 25 giorni) e quindi sarà possibile correlarlo con altri fenomeni come il numero di macchie solari visibili con un telescopio ottico (dotato di apposito filtro per protezione!).

 

Radioastronomia a scuola con i radiotelescopi SPIDER: il flusso solare a 10cm (da: Spaceweather.com)

 

Infine, ricordiamo che il radiotelescopio utilizza una particolare radio, il ricevitore radioastronomico, che può essere utilizzato e analizzato per far comprendere agli studenti i fenomeni fisici legati alla generazione e alla cattura delle onde elettromagnetiche. Sarà possibile studiare come una corrente elettrica genera un’onda elettromagnetica e come una parabola consente di focalizzare e amplificare le onde radio. Questi sono solo alcuni esempi delle diverse applicazioni che, grazie ai radiotelescopi SPIDER, possono essere effettuati per fare radioastronomia a scuola.

Radio astronomy for amateur astronomers: radio telescope is composed by antenna, mount, receiver and back-end.

Un radiotelescopio compatto per radioastronomia amatoriale

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E’ possibile fare radioastronomia amatoriale? Se già possiedi una montatura equatoriale (quelle usate con i telescopi ottici) con almeno 50 kg di capacità di carico e con attacco tipo Losmandy (come una EQ8), grazie ai prodotti sviluppati da Radio2Space potete convertire il vostro telescopio in un radiotelescopio e iniziare il tuo programma di radioastronomia amatoriale senza la necessità di avere elevate conoscenze di radioastronomia.

Un radiotelescopio è composto da un’antenna che raccoglie le onde in arrivo dallo spazio (il corrispondente del tubo ottico in un normale telescopio), una montatura che insegue gli oggetti in cielo (come quella equatoriale che gli astrofili solitamente usano ma, che nei radiotelescopi professionali, è solitamente altazimutale), il ricevitore che amplifica il segnale radio (che corrisponde alla camera CCD di un telescopio amatoriale) e il back-end che registra i dati e li elabora (corrispondente al computer con il software con cui gli astrofili controllano il telescopio e catturano le immagini con la camera).

 

Un radiotelescopio compatto per radioastronomia amatoriale: l'antenna installata sulla montatura equatoriale.

Un radiotelescopio compatto per radioastronomia amatoriale: l’antenna installata sulla montatura equatoriale.

 

Se possedete una montatura equatoriale computerizzata avete già uno dei componenti di questo sistema e, se questa ha capacità di carico di almeno 50 Kg e attacco per telescopi con piastra tipo Losmandy (come, ad esempio, una EQ8 SynScan) allora potete installarci sopra la nostra antenna parabolica WEB230-5 da 2,3 metri di diametro. Gli astrofili possono così utilizzare le stesse funzioni della loro montatura per sostenere la parabola (come fanno per il loro tubo ottico) usando questo sistema in modo molto simile a quello a cui sono già abituati (la montatura non richiede alcuna modifica). La differenza principale è che non ci sarà più un oculare a cui avvicinare l’occhio per vedere l’immagine ma la parabola raccoglierà onde radio (di diversa lunghezza d’onda rispetto al visibile) in arrivo dalla zona di cielo puntata dalla montatura. Ad esempio, puntando la Luna non ne vedrete l’immagine a cui siete abituati ma ne catturerete l’emissione radio, espressione (se analizzata nelle microonde cioè nelle onde radio ad alta frequenza) della sua temperatura superficiale (il radiotelescopio a microonde può essere immaginato come uno strumento per misurare la temperatura a distanza).

 

Devo avere avanzate conoscenze di tecniche radio o devo essere un radioamatore per usare il radiotelescopio? No, i nostri prodotti sono semplici da usare: tutti gli astrofili possono usare i nostri radiotelescopi. Tutti i componenti radio dello strumento sono pre-installati e basta premere il pulsante di accensione per cominciare a registrare le onde radio in arrivo dallo spazio.

 

Quando la montatura viene accesa, solitamente dovete allinearla sulle stelle. Tuttavia, usando la montatura come un radiotelescopio compatto per la radioastronomia amatoriale, non vedrete più esattamente dove questa punta (le stelle hanno un’emissione di onde radio troppo debole per essere rilevate da un radiotelescopio amatoriale). Ecco perché Radio2Space ha sviluppato una speciale tecnologia, integrata nel software di controllo dei radiotelescopi, per consentire all’utente di allineare la montatura sulle sorgenti radio che non è possibile osservare direttamente.

 

Un radiotelescopio compatto per radioastronomia amatoriale: nella sala di controllo, il ricevitore è connesso al radio telescopio esterno e invia i dati registrati al computer di controllo con il software RadioUniversePRO.

Un radiotelescopio compatto per radioastronomia amatoriale: nella sala di controllo, il ricevitore è connesso al radio telescopio esterno e invia i dati registrati al computer di controllo con il software RadioUniversePRO.

 

Avete così installato la parabola sulla montatura e, grazie al particolare sistema di bilanciamento della WEB230, potete usarla come un normale tubo ottico. Le onde radio in arrivo dallo spazio sono però molto deboli e hanno perciò bisogno di essere amplificate. Questo è il compito dell’apparato ricevente (come il H142-One) che gli astrofili possono immaginare come la camera CCD del loro telescopio. E’ composto da un amplificatore a basso rumore (LNA) che si installa sul punto di fuoco della parabola insieme all’illuminatore che serve a selezionare correttamente le onde riflesse dalla parabola verso l’LNA. Questo invia il segnale raccolto, attraverso un cavo coassiale, al ricevitore il cui compito è quello di amplificarlo il più possibile mantenendo al minimo il rumore di fondo del sistema.

Ora siete in grado di puntare l’antenna verso una precisa area di cielo e registrarne l’emissione radio. Gli astrofili sono abituati a vedere immagini (una delle applicazioni più interessanti dei telescopi è proprio quella dell’astrofotografia) e i nostro radiotelescopio compatto, grazie allo speciale software RadioUniversePRO, consente di registrare l’emissione radio, spettri, transiti o radio immagini dell’area del cielo che vogliamo studiare in maniera semplice. In questo modo chiunque può iniziare in radioastronomia senza avere una profonda conoscenza tecnica o astrofisica.

 

Un radiotelescopio compatto per radioastronomia amatoriale: il software RadioUniversePRO consente di allineare il radiotelescopio sulle sorgenti che non riesci a vedere a occhio e a realizzare radio mappe degli oggetti.

Un radiotelescopio compatto per radioastronomia amatoriale: il software RadioUniversePRO consente di allineare il radiotelescopio sulle sorgenti che non riesci a vedere a occhio e a realizzare radio mappe degli oggetti.

 

A differenza di un normale telescopio ottico, un radiotelescopio funziona perfettamente anche di giorno e, se registriamo la frequenza di 1420 MHz, anche in condizioni di maltempo. Bisogna però ricordarsi che le montature equatoriali dei telescopi non sono impermeabili. Se volete mantenere il radiotelescopio permanentemente installato sul campo, dovrete proteggerlo con una adeguata struttura come una cupola. Un’altra possibilità è quella di muovere il radiotelescopio (visto che è compatto), con l’aiuto di qualche persona, quando non in uso (o quando le condizioni meteo sono cattive).