Radioastronomia

RadioUniversePRO è il software più avanzato mai sviluppato per fare vera radioastronomia con radiotelescopi compatti: offre tutta la potenza necessaria a controllare i diversi componenti del radiotelescopio ma con una interfaccia immediata e facile da usare. Non devi preoccuparti di usare programmi diversi, RadioUniversePRO è la tua intuitiva interfaccia di controllo e acquisizione dati per il radiotelescopio.RadioUniversePRO non viene venduto separatamente, viene fornito solo insieme ai radiotelescopi SPIDER.

 

Compreso con ogni radiotelescopio SPIDER, il nostro software RadioUniversePRO consente di controllare la posizione dell’antenna e i parametri di acquisizione del ricevitore. In questo modo potrete non solo registrare il dato proveniente dall’area di cielo puntata (cancellando le interferenze dei segnali artificiali) ma anche transiti o radio-immagini delle radiosorgenti del cielo che volete studiare.

 

RadioUniversePRO: caratteristiche principali

• Software di controllo dei radiotelescopi SPIDER.
• Intuitivo e facile da usare: in una schermata mostra tutti i controlli del radiotelescopio.
• Controllo montatura: consente di controllare in remoto le montatura altazimutali dei radiotelescopi SPIDER 300A e SPIDER 500A e la montatura equatoriale alla tedesca del radiotelescopio SPIDER 230C con driver ASCOM (richiede l’installazione della piattaforma ASCOM).
• Controllo ricevitore: consente il collegamento e il controllo dei ricevitori H142-One dei radiotelescopi SPIDER.
• Salvataggio dati in formato grafico (PNG) e raw (FITS) compatibile con NASA FITS Viewer.

 

RadioUniversePRO: IF Monitor

Visualizza i dati provenienti dal radiotelescopio al ricevitore sotto forma di spettro in potenza (fila superiore) e cascata FFT (fila inferiore), sia per la polarizzazione sinistra che destra. Lo spettro ini potenza è la rappresentazione grafica della distribuzione di energia elettromagnetica nella banda operativa, attraverso la catena RF.

 

RadioUniversePRO: BBC Tool

La finestra BBC Tools consente di visualizzare in tempo reale lo spettro in potenza non calibrato del segnale di ingresso sia per la polarizzazione sinistrorsa che destrorsa.  RadioUniversePRO consente di utilizzare un gruppo di filtri digitali (16 + 16) completamente sintonizzabili sulle 2 frequenze intermedie. Ogni filtro è identificato da un’etichetta BBC (Base Band Converter) e da un numero da 01 a 16. Ogni filtro può essere impostato in frequenza e banda passante.

 

RadioUniversePRO: Offset alignment

Offset alignments è lo strumento utilizzato per allineare il radiotelescopio alla posizione delle sorgenti radio in cielo, riducendo gli errori di puntamento su 2 assi della montatura. Il radiotelescopio eseguirà misurazioni automatiche dei valori di Total Power variando gli offset di latitudine e longitudine. Una volta completata la procedura, RadioUniversePRO completerà la visualizzazione dei grafici e calcolerà i migliori offset da inviare all’elettronica della montatura per allinearlo meglio alla sorgente radio puntata.

 

RadioUniversePRO: Source visibilities

Source Visibilities elenca le sorgenti radio più potenti del cielo. Questa scheda è progettata per permetterti di avere una rapida idea delle sorgenti radio disponibili che puoi puntare e studiare con il tuo radiotelescopio (il livello di rilevamento è diverso in base al modello di radiotelescopio SPIDER che usi). Per puntare il radiotelescopio verso una qualsiasi delle sorgenti radio elencate, basta fare doppio clic con il mouse sulla riga della sorgente radio e il radiotelescopio la punterà.

 

RadioUniversePRO: Gain calibration

La procedura Gain Calibration esegue le misurazioni Total Power (utilizzando gli appropriati filtri BBC selezionati dall’utente) su un set di sorgenti radio con un flusso noto dalla letteratura. Durante la procedura di calibrazione del guadagno, una corretta funzione polinomica consente a RadioUniversePRO di calcolare il flusso teorico in Jy che il radiotelescopio registra senza alcuna attenuazione atmosferica o perdita di guadagno a causa di diversi fattori (ad esempio a causa della deformazione dell’antenna a causa del proprio peso).

 

RadioUniversePRO: OnOff

La scheda OnOff consente di eseguire una registrazione ON-OFF su una sorgente radio. Il radiotelescopio è puntato sulla sorgente radio (posizione ON) e i dati vengono raccolti. Quindi viene spostato in posizione OFF rispetto alla sorgente e un’altra serie di dati viene raccolta e utilizzata per calibrare quella precedente. In questo modo RadioUniversePRO è in grado di ridurre il rumore e l’effetto di componenti esterni (come l’atmosfera terrestre).

 

RadioUniversePRO: Spectrometer

Durante l’acquisizione, ogni spettro viene mostrato nella scheda “Spettrometro”, sia per le polarizzazioni sinistrorsa che destrorsa. Al termine dell’acquisizione, RadioUniversePRO eseguirà automaticamente una media dei dati e visualizzerà lo spettro. Durante l’acquisizione dei dati, è possibile ingrandire lo spettro per visualizzare meglio parti di esso.

 

RadioUniversePRO: Total Power Plots

Total Power Plots sono gli strumenti perfetti per visualizzare e registrare facilmente la variazione del flusso del segnale radio nel tempo. Basta selezionare l’opzione “TPI Plot” e vedrai il valore in conteggi per ogni filtro BBC nel tempo. Nella scheda Total Power Plots sono disponibili i controlli che consentono al radiotelescopio di eseguire automaticamente un Cross-Scan.

 

RadioUniversePRO: Mapping

Lo strumento Mapping ti consente di scansionare un’area del cielo e convertirla in una immagine (radio mappa). Seleziona la scheda Mapping per visualizzare le opzioni di Mappatura nell’area Setup Map. Puoi impostare Larghezza/Altezza (il lato della mappa che vuoi creare), Delta (un fattore moltiplicativo dell’HPBW del tuo radiotelescopio, questa è la distanza da pixel a pixel della mappa che RadioUniversePRO creerà), Media (numero di secondi in cui l’antenna deve inseguire ogni pixel e calcolare la media).

 

RadioUniversePRO: Envirnomental data

La scheda Envirnomental data mostra tutti i dati relativi alle condizioni ambientali e provenienti dai sensori esterni del radiotelescopio. Qui è possibile connettersi al sensore del vento ad ultrasuoni e monitorare la velocità del vento, verificare la temperatura interna delle montature WP-100 e WP-400, connettersi alla All Sky Cam e vedere in tempo reale, all’interno del software RadioUniversePRO, il radiotelescopio che stai controllando.

 

RadioUniversePRO: modalità Dark e Light

Per migliorare la visibilità dei grafici visualizzati e dei risultati registrati, RadioUniversePRO dispone di una modalità scura che rende anche più facile rimanere concentrati sui dati provenienti dal radiotelescopio SPIDER. Puoi sempre tornare alla modalità Light selezionando View -> Light.

 

RadioUniversePRO: FITS format

RadioUniversePRO ti consente di salvare i dati registrati in formato grafico (PNG) come visualizzato sull’interfaccia utente, ma è anche possibile salvare i dati raw in formato FITS compatibile con NASA FITS Viewer, lo stesso software spesso utilizzato dai radiotelescopi professionali. In questo modo gli utenti possono aprire e visualizzare rapidamente i propri dati ed esportarli per l’elaborazione con altri software.

 

RadioUniversePRO: requisiti di sistema

• Sistema operativo: Windows 10 (suggerito: versione 64 bit)
• Risoluzione schermo: almeno 1920 x 1080
• Memoria RAM: 4 GB (suggerito: 8 GB)
• Processore: i3 (suggerito: i5 or i7)

Vuoi costruire un radiotelescopio? Il nostro team è in grado di spedirti e installare uno o più dei nostri radiotelescopi: ecco cosa devi sapere in anticipo.

 

Schema di funzionamento dei radio telescopi

I radiotelescopi Radio2Space sono composti da componenti da installare all’esterno (antenna e montatura del radiotelescopio) e altri da installare all’interno (ricevitore, unità di controllo dell’antenna, altri accessori e software di controllo). Tutti gli elementi devono essere correttamente alimentati e collegati tra loro con speciali cavi dati forniti con il radiotelescopio. Qui puoi vedere lo schema generale degli elementi che compongono i radiotelescopi Radio2Space.

 

 

Cavi dati e di alimentazione

L’antenna deve essere collegata alla sala di controllo del radiotelescopio attraverso una canalina in cui devono essere inseriti i cavi di alimentazione e dati. Per evitare perdite di guadagno troppo elevate, si consiglia di avere la sala di controllo non più lontana di 50 metri dall’antenna del radiotelescopio. Se hai distanze più lunghe, ti consigliamo il kit Radio over fiber opzionale.

 

 

Fondazione

Al fine di garantire la massima sicurezza e stabilità, è necessario installare i radiotelescopi (ad eccezione del modello SPIDER 230C fornito con un treppiede di campo) su una base in cemento armato che deve essere preparata dal cliente (possiamo fornire al cliente il progetto suggerito per la base in cemento). Il radiotelescopio è dotato di una colonna dedicata per l’ancoraggio a terra per supportare le forze generate dalla grande antenna.

 

 

Nella sala di controllo

Nella sala di controllo, ricevitori e vari dispositivi possono essere posizionati su un tavolo o in un rack standard da 19″. Se non si dispone di un rack, possiamo fornire il nostro rack RK19 fornito con ventole per il controllo della temperatura e alimentazione remota On/Off. L’intero radiotelescopio è controllato con il nostro software RadioUniversePRO che deve essere installato su un computer Windows non incluso con il radiotelescopio. Se non si dispone di un PC, possiamo fornire il nostro computer CMP-19 per radio telescopi.

 

 

Sicurezza e controllo ambientale

I radiotelescopi Radio2Space (eccetto il modello 230C) sono progettati per funzionare anche in caso di maltempo e di vento. Tuttavia, il radiotelescopio deve essere parcheggiato in posizione Stow (con l’antenna rivolta verso lo Zenith) quando il vento supera i 50 km/h. Il sensore di vento UltraSonic opzionale monitora continuamente la velocità e la direzione del vento e, se la velocità del vento supera i 50 km/h, parcheggia automaticamente il radiotelescopio in posizione di sicurezza (riducendo così il carico del vento sull’antenna).

 

Se vuoi costruire un radiotelescopio e vuoi maggiori informazioni, clicca qui per contattarci.

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Radiointerferometria conveniente

La radiointerferometria è la tecnica utilizzata dai radioastronomi professionisti per creare un singolo radiotelescopio di grandi dimensioni utilizzando molte antenne più piccole. La radiointerferometria consente ai radioastronomi di ottenere immagini con maggiore risoluzione angolare, ma fino ad ora questa tecnica è stata utilizzata solo in strumenti di ricerca molto costosi….

Oggi vi presentiamo la nostra prossima sfida, sviluppare il primo sistema conveniente di radiointerferometria con i nostri radiotelescopi SPIDER!

 

 

Radiointerferometria e risoluzione angolare

L’esplorazione dell’Universo mediante il rilevamento delle onde radio ha molti vantaggi, come la possibilità di farlo durante il giorno e in condizioni meteorologiche avverse. Tuttavia, poiché la risoluzione angolare di un telescopio è direttamente proporzionale alla lunghezza d’onda, un radiotelescopio ha una risoluzione angolare molto più bassa rispetto a un telescopio ottico. Ad esempio, la risoluzione angolare viene calcolata con questa formula:

θ = 2.5 x 10⁵ * (λ/D)

dove θ è in arcsecondi e λ (lunghezza d’onda) e D (diametro del telescopio) sono in metri.

Considerando un telescopio ottico con 50cm di diametro (0.5m) e un valore medio di λ di 550nm (5,5×10-7 m), la risoluzione angolare teorica è:

θ = 2.5 x 10⁵ * (5.5×10^-7 / 0,5) = 0.275 arcsecondi

Se vogliamo avere la stessa risoluzione angolare con un radiotelescopio che registra una lunghezza d’onda di 21 cm, dovremo risolvere questa equazione:

0.275 arcsecondi = 2.5 x 10⁵ * (0.21 m /D)

E questo ci porta ad un diametro di 190909 metri. Ciò significa che, affinché un radiotelescopio abbia la stessa risoluzione angolare di un telescopio ottico da 50 cm, l’antenna avrebbe un diametro di 191 km, troppo grande per essere costruita! Ma usando la tecnica della radiointerferometria possiamo effettivamente creare un singolo telescopio grande quanto la distanza tra i due radiotelescopi più lontani che compongono l’array.

 

 

Il vantaggio della radiointerferometria con i radiotelescopi compatti

Molti radiotelescopi sono progettati come una serie di antenne compatte anziché come un unico enorme strumento. Esempi sono i nuovi Atacama Large Millimeter Array in Cile che è composto da molte antenne da 7 e 12 metri di diametro e il Very Large Array nel New Mexico (USA) che utilizza 27 antenne da 25 metri di diametro. I radiotelescopi SPIDER utilizzano antenne più piccole, con diametri che vanno dai 2,3 ai 5 metri, e questo è uno dei motivi che li rende accessibili e alla portata anche di un budget scolastico, universitario o di un museo.

Se vuoi avere un’antenna più grande di quella da 5 metri usata nello SPIDER 500A, il costo del radiotelescopio aumenterebbe molto, soprattutto a causa dell’enorme montatura che sarebbe necessaria non solo per spostare in maniera molto precisa antenna (la precisione dei movimenti è fondamentale in radioastronomia), ma anche per far funzionare lo strumento anche in condizioni di vento, come i radiotelescopi SPIDER più compatti. Quando abbiamo studiato la possibilità di sviluppare una versione più grande del radiotelescopio SPIDER 500A, abbiamo compreso che il costo di produzione di un modello da 8 metri sarebbe superiore a 3 radiotelescopi SPIDER 500A: la radiointerferometria è la soluzione.

 

 

Oggi ci imbarchiamo nella nostra prossima sfida: la radiointerferometria

Quando abbiamo sviluppato la linea di radiotelescopi SPIDER, abbiamo lanciato sul mercato la prima linea di radiotelescopi professionali ma compatti sviluppati completamente per la radioastronomia. Ora vogliamo estendere questo sviluppo nella radiointerferometria con completi array di radiotelescopi che vi consentono di fare interferometria radio con sistemi pronti all’uso. Per raggiungere questo fine, ci sono diversi obiettivi che dovremo raggiungere:

1. Sviluppo di un Dispositivo a Fibra Ottica che, sostituendo i normali cavi RF, massimizzerà il segnale anche da antenne compatte e lo invieràanche a distanze medio-lunghe tra l’LNA e il ricevitore, per darci flessibilità nella progettazione dell’interferometro.
2. Sviluppo del Backend Professionale BKND-Pro che, non solo fornirà una risoluzione spettrale molto elevata per i radiotelescopi ad antenna singola per applicazioni di radioastronomia e SETI, ma sarà progettato per campionare il segnale nel dominio del tempo in preparazione dell’operazione di correlazione.
3. Sviluppo di un Dispositivo di Sincronizzazione per il timing dei radiotelescopi e per il sistema di acquisizione.
4. Sviluppo del Correlatore che sarà in grado di acquisire dati provenienti da diversi radiotelescopi SPIDER e unire tutti i segnali per creare anche mappe radio ad alta risoluzione dell’Universo.

Pubblicheremo tutti questi sviluppi sul nostro sito Web, quindi iscrivetevi alla nostra newsletter o ai nostri canali social media per essere sicuri di avere sempre gli ultimi aggiornamenti!

 

Se volete sapere di più sul nostro sistema di radiointerferometria conveniente con i radiotelescopi SPIDER, contattateci.

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Quali risultati possiamo ottenere utilizzando un radiotelescopio? In questo articolo trovate spettri, cross-scan e radio mappe che potete registrare con i radiotelescopi SPIDER. Quando effettuiamo una fotografia di un oggetto dell’Universo, utilizziamo solitamente una camera digitale che presenta molti pixels (solitamente diversi milioni). Quindi, quando effettuiamo la posa, nello stesso momento la luce che riceviamo “illumina” i diversi pixel: ognuno di essi registra luce che arriva da zone diverse del cielo. Quando invece utilizziamo i radiotelescopi, riprendiamo segnale in arrivo da una singola area di cielo (solo i grandi radiotelescopi professionali possono avere più LNA), proprio come se la nostra camera avesse un solo pixel.

 

 

Se lo strumento è dotato di un preciso sistema di puntamento automatico e se disponete delle coordinate celesti delle radiosorgenti dell’Universo (come nel caso dei nostri radiotelescopi SPIDER), potete puntare l’antenna verso la corretta direzione e quindi registrare il flusso proveniente dall’oggetto stesso. Questo è legato alla potenza del segnale emesso dalla radiosorgente. Il tipo di dato ottenuto dipende dalle caratteristiche del ricevitore e dal fatto che la misura potrebbe essere calibrata o meno. In generale peró il primo risultato che si ottiene puntando i radiotelescopi verso il cielo è un numero.

 

 

 

Un altro tipico risultato che si può ottenere con i radiotelescopi è un cross-scan. Questa tecnica consiste nel puntare il radiotelescopio verso l’oggetto che si vuole registrare ed avviare l’acquisizione dei dati facendo fare all’antenna un movimento a croce centrata sull’oggetto (facendo muovere l’antenna più velocemente rispetto alla velocità siderale). Potremo così registrare una curva di valori e, se la radiosorgente sarà perfettamente puntata, il risultante picco centrale è diretta conseguenza dell’emissione radio della sorgente. Questo tipo di risultato è molto interessante in quanto consente di valutare anche altri parametri come la capacità risolutiva dell’antenna e viene utilizzato anche per verificarne le prestazioni del radiotelescopio.

 

 

Utilizzando un ricevitore e un backend appositamente progettati, come nei nostri radiotelescopi SPIDER, il segnale catturato proveniente da una precisa area di cielo può essere campionato con un digitalizzatore. In questo modo il radiotelescopio è in grado di rilevare anche lo spettro dell’oggetto puntato. Questo è particolarmente interessante quando l’utente desidera rilevare particolari righe di emissione come la riga dell’idrogeno neutro emessa dalla Via Lattea.

 

 

Se il radiotelescopio dispone di un preciso sistema di puntamento ed inseguimento automatico, potremo ottenere anche una radio mappa dell’oggetto che vogliamo studiare. Questo ci consente di registrare un’immagine dell’oggetto che vogliamo studiare. Per farlo, il radiotelescopio si sposta in continuazione effettuando una scansione dell’area di cielo voluta e registrando l’emissione radio che arriva da ogni pixel che poi comporrà l’immagine. Qualche pixel potrà registrare una quantità di onde radio diversa da quelli adiacenti e ad ogni numero verrà associato un colore, generando così una radio-mappa dell’oggetto ripreso! I nostri radiotelescopi SPIDER consentono all’utente, in maniera molto semplice, di ottenere questi risultati con radiotelescopi compatti utilizzando il software RadioUniversePRO. Nell’immagine sotto, potete vedere una mappa radio del resto di supernova Cassiopea A, catturata con il radiotelescopio SPIDER 300A.

 

La radiointerferometria è la tecnica avanzata sviluppata dai radioastronomi per utilizzata molte antenne piccole invece di una troppo grande. Infatti, quando pensiamo ad un radiotelescopio, immaginiamo uno strumento di enormi dimensioni, dotato di una grandissima parabola che raccoglie le onde radio in arrivo dallo spazio. Utilizzando molti radiotelescopi più piccoli, la radiointerferometria migliora i risultati della ricerca in radioastronomia e consente l’uso di radiotelescopi più economici. Ad esempio, con questa tecnica l’Event Horizon Telescope (una collaborazione internazionale di più radiotelescopi di tutto il mondo) ha ripreso, ad aprile 2019, la prima radiomappa del un buco nero all’interno della galassia M87, con una incredibile risoluzione di 25 microarcosecondi!

 

Radiointerferometria: nozioni di base

Quando con un telescopio puntiamo una sorgente puntiforme, come ad esempio una stella, sul piano focale non si formerà un’immagine puntiforme poiché l’apertura circolare dello strumento fa si che i raggi diffratti generino sul piano focale un particolare “motivo” (più avanti “pattern”) spiegato per primo da George Airy nel 1835 con la sua “teoria ondulatoria della luce”, formato da regioni concentriche luminose alternate ad altre scure. Questi anelli, sempre più deboli man mano che ci si allontana dal centro del motivo, sono il prodotto della diffrazione ed hanno un picco nella zona centrale detta “disco di Airy”.

 

 

Il potere risolutivo ottico di un telescopio è legato alle dimensioni del disco di Airy che dipende dalla lunghezza d’onda λ della radiazione osservata ed il diametro D dello strumento. Utilizzando l’approssimazione per angoli piccoli, il disco di Airy ha una dimensione angolare data dalla equazione θ ≈1.22 λ/D: più grande è il diametro dello strumento, maggiore sarà la risoluzione teorica. Se ora ipotizziamo di osservare un oggetto celeste formato da 2 o più stelle disposte in maniera molto vicina le une alle altre, sul piano focale del telescopio ora i dischi di Airy si sovrapporranno, quindi sarà possibile “risolvere” ciascuna delle stelle solo se i picchi centrali di ciascun pattern non si sommeranno in maniera distruttiva, cioè quando loro distanza sul piano focale non è più corta del raggio del disco di Airy (regola nota come condizione di Rayleigh).

 

 

Tutto questo vale non solo per i telescopi ottici ma anche per i radiotelescopi che, a causa dell’elevata lunghezza d’onda a cui “osservano” il cielo, hanno una risoluzione limite molto più bassa di quelli ottici, a parità di diametro. Pensate che, per eguagliare la risoluzione dell’Hubble Space Telescope (2.4 metri di diametro), ALMA, uno dei più moderni radiotelescopi registra onde radio millimetriche, avrebbe bisogno di una parabola da 5 km di diametro.

 

I primi interferometri

Sulle proprietà interferenziali della luce si basa l’interferometro di Michelson: un fascio di onde elettromagnetiche provenienti dalla stessa sorgente (nel caso di un radiotelescopio, da un oggetto celeste) viene suddiviso in 2 parti indirizzate su percorsi diversi e successivamente fatte riconvergere. Se i 2 percorsi hanno lunghezze differenti o avvengono attraverso materiali diversi, avviene uno sfasamento del loro cammino ottico. Otterremo dei massimi d’intensità della luce quando l’angolo θ, formato dalla direzione della stella rispetto all’asse ottico dello strumento è tale per cui la differenza tra i percorsi dei 2 fasci è un numero intero di lunghezze d’onda (rispetto al centro della banda passante). Se le dimensioni angolari della stella sono piccole rispetto allo spazio tra 2 massimi adiacenti d’interferenza, l’immagine della stella sarà attraversata da un chiaro pattern di bande scure e chiare alternate, note come frange di interferenza. Se viceversa le dimensioni angolari della stella sono paragonabili alla spaziatura tra i massimi, l’immagine sarà il risultato della sovrapposizione di una serie di pattern lungo la stella, dove i massimi ed i minimi delle frange non coincidono e l’ampiezza della frangia verrà attenuata, com’è mostrato in figura sotto (b). Grazie a questa tecnica, nel 1920 Albert Michelson e Francis Pease costruirono il primo “interferometro stellare” con cui misurarono che il diametro della stella Betelgeuse fosse pari all’orbita di Marte.

 

 

Il primo radio interferometro risale invece al 1946 quando, ad opera di Ryle e Vonberg, venne usato per lo studio delle emissioni radio dallo spazio che pochi anni prima erano state scoperte per primi da Jansky, Reber ed altri. Questo interferometro era formato da un “array” (ovvero da un gruppo) di 2 antenne dipolo operanti a 175 MHz ed aventi una baseline D (ovvero una distanza tra le antenne) variabile tra 17 e 240 metri.

 

 

Era un cosiddetto “interferometro di transito”, una tipologia molto diffusa negli anni ’50 e ’60 del secolo scorso, che prevedeva di puntare le antenne sul meridiano locale, ad una certa elevazione, ed attendere che la rotazione terrestre provvedesse a far scorrere il cielo lungo l’ascensione retta. Se θ è l’angolo zenitale dell’oggetto da osservare ed è diverso da zero, le onde elettromagnetiche giungeranno prima all’antenna B (vedi figura sopra) e successivamente all’antenna A con un ritardo τ=(D/c) sin⁡θ, dove c è la velocità della luce. Il rivelatore del ricevitore, integrato nel tempo, genererà una risposta proporzionale alla somma quadrata delle tensioni dei 2 segnali simile al tracciato in figura sotto.

 

 

La moderna radiointerferometria

Gli innumerevoli progressi tecnologici degli ultimi anni hanno portato ad una grande diffusione dell’interferometria nella radioastronomia. Basti pensare alle grandi reti di radiotelescopi professionali che formano il VLBI, Very Long Baseline Interferometry, che opera dalla fine degli anni ’70 collegando diversi strumenti distribuiti in più parti del mondo, con l’intento di formare un unico grande strumento con diametro equivalente di migliaia di chilometri. Tra le reti più sensibili e performanti al mondo c’è l’EVN, Europe VLBI Network, che unisce i più grandi radiotelescopi europei per periodi di alcune settimane l’anno.

 

 

Tra le reti più celebri ricordiamo anche il VLBA, Very Long Baseline Array, che sfrutta 25 strumenti collocati lungo il continente americano; ALMA, un array di antenne che sorge sull’altopiano cileno a 5000 metri s.l.m. e che dal 2013 osserva il cielo nelle lunghezze d’onda da 0.3 a 9.6 mm; LOFAR, un interferometro gestito da ASTRON nei paesi bassi in grado di mappare l’universo a frequenze tra 10 e 240 MHz; SKA, lo Square Kilometre Array, un progetto ambizioso oggi in via di realizzazione che vedrà la realizzazione di 2 array garantendo una costante copertura delle frequenze da 50 MHz a 14 GHz.

 

 

Radiointerferometria con piccoli strumenti

Sebbene alcuni esperimenti di interferometria radio amatoriale risalgano agli anni ’80 del secolo scorso, è stato con l’avvento degli impianti TV Sat alla fine del secolo scorso che abbiamo assistito ad un progressivo aumento di sperimentazioni amatoriali, tuttavia condotti da pochi esperti di elettronica.

 

 

La sfida di creare un radio interferometro che fosse alla portata di gruppi di ricerca, scuole ed università è stata raccolta da PrimaLuceLab che, dopo aver già sviluppato i nuovi radiotelescopi Radio2Space SPIDER per la radioastronomia (con parabole fino a 5 metri di diametro e ricevitori per catturare la lunghezza d’onda dell’idrogeno neutro a 21 cm) ora ha presentato il progetto del proprio radio interferometro con l’installazione del primo array di 3 radiotelescopi da 5 metri di diametro presso il Sharjah Academy for Astronomy, Space Sciences & Technology vicino a Dubai (UAE).

 

 

Le difficoltà nella realizzazione del progetto di un interferometro sono innumerevoli: prima di tutto le antenne che formano l’array devono avere una elevata precisione meccanica, con una montatura che si occupa del puntamento delle grandi antenne e dell’inseguimento delle sorgenti radio dotato di una precisione simile a quella di un telescopio ottico. I radiotelescopi SPIDER infatti sono dotati di montature altazimutali a bassissimo backlash e con encoders capaci di leggere errori dell’ordine di pochi arcosecondi. Inoltre sono dotati di un illuminatore appositamente progettato per la lunghezza d’onda di 21 cm, in doppia polarizzazione, connessi a degli LNA a bassissimo rumore che amplificano il segnale prima che giunga al ricevitore. Per il funzionamento dell’interferometro, PrimaLuceLab sta sviluppando un dispositivo che trasforma la radiofrequenza in uscita dagli LNA in segnale ottico da inviare via fibra, anche a distanze chilometriche. In questo modo si elimina il normale cavo coassiale e quindi le perdite nel segnale tra le antenne e i ricevitori.

 

 

Nella sala di controllo, dall’altro capo della fibra il segnale verrà trasformato nuovamente in banda RF e collegato al ricevitore (uno per ogni antenna). Per mantenere una adeguata coerenza temporale verrà inoltre sviluppato un dispositivo di sincronizzazione per il timing dei radiotelescopi e per il sistema di acquisizione. Il segnale verrà quindi digitalizzato mediante un backend estremamente performante e che salverà i dati su disco per i successivi processi di elaborazione. I segnali provenienti da ciascuna antenna verranno quindi inviati al correlatore digitale che, basandosi sulla trasformata di Fourier, effettuerà i calcoli necessari alla correlazione del segnale e darà in uscita le funzioni di visibilità per ciascuna baseline delle antenne dell’array.

 

 

Grazie alla tecnica della radiointerferometria, stiamo sviluppando un interferometro dal prezzo relativamente basso che consentirà di usare contemporaneamente più radio telescopi per ottenere mappe ad alta risoluzione delle radio sorgenti dell’Universo. Il sistema sarà configurabile con un numero variabile di antenne e consentirà all’utente anche di aumentarne le prestazioni installando più antenne in un secondo momento. Grazie a questo sistema università, musei scientifici, planetari, istituti di ricerca ma anche gruppi di amatori avranno a disposizione uno strumento pronto all’uso ma potentissimo, che fino a ieri era alla portata solo dei ricercatori professionisti.

 

Salvatore Pluchino
Filippo Bradaschia

Cos’è la radioastronomia? E’ l’affascinante scienza che studia l’Universo catturando l’emissione radio da oggetti celesti come il Sole, la Via Lattea, pianeti, galassie e nebulose. In questa presentazione Filippo Bradaschia, cofondatore di PrimaLuceLab, fa una panoramica sulla storia della radioastronomia e sulla fisica di base. Quindi introduce le più importanti sorgenti radio nell’Universo e i radiotelescopi SPIDER di PrimaLuceLab che consentono a qualsiasi scuola, università, museo o istituto scientifico di fare vera radioastronomia con radiotelescopi potenti ma compatti e facili da usare.

In questa presentazione:

1. Introduzione: la scoperta dell’universo invisibile
2. Come vengono generate le onde radio nell’universo
3. Come appare l’universo nelle onde radio
4. Radiotelescopi Radio2Space per radioastronomia

 

 

Oggi la radioastronomia può essere fatta non solo da radioastronomi professionisti. Infatti PrimaLuceLab costruisce radiotelescopi completi per il mondo dell’istruzione (scuole, università, musei scientifici) e della ricerca (istituti scientifici, agenzie spaziali) ad un prezzo accessibile. In questo modo non hai più bisogno di studiare come costruire un radiotelescopio ma puoi usare uno strumento potente e certificato, e concentrare la tua attenzione nell’ottenere dati facendo vera radioastronomia!

 

 

I radiotelescopi SPIDER sono sistemi “chiavi in ​​mano” composti da antenna, montatura, colonna, ricevitore e software, pronti a catturare onde radio provenienti dallo spazio. I diametri dell’antenna vanno da 2,3 a 5 metri con diversi tipi di montature, anche impermeabili per consentire l’installazione del radiotelescopio sul campo senza la necessità di una struttura di protezione. Ogni radiotelescopio SPIDER è progettato per funzionare controllato in remoto dalla sala di controllo dove sono installati il ​​ricevitore H142-One 1420 MHz con il computer e il software RadioUniversePRO.

 

Se vuoi saperne di più sui nostri radiotelescopi SPIDER, puoi cliccare qui e scoprire tutti i modelli disponibili. Per consentire a tutti di iniziare il proprio progetto, PrimaLuceLab offre anche servizi di progettazione, spedizione, installazione e formazione. Grazie al nostro team specializzato in radiotelescopi, possiamo supportarvi dalla progettazione alla spedizione, dall’installazione alla formazione in loco.

Il Sole è una delle sorgenti radio più forti in cielo: se la parte del Sole che emette maggiormente nelle lunghezze d’onda del visibile è detta fotosfera, le frequenze radio nascono nella cromosfera e nella corona quindi nell’atmosfera solare. La superficie solare presenta una temperatura di circa 6000K e, anche se gas a questa temperatura emettono maggiormente lunghezze d’onda nelle frequenze della luce visibile e dell’ultravioletto, grazie alla sua vicinanza possiamo registrarne anche l’emissione radio.

 

 

Il Sole emette onde radio in quanto caldo (si dice che è una sorgente termica e quindi emette onde radio maggiormente ad elevata frequenza) ma si registra una forte emissione anche a frequenze più basse (nel campo delle sorgenti non termiche) per il meccanismo della radiazione di sincrotrone che deriva dal movimento ad elevata velocità di elettroni attorno al campo magnetico.

Se analizziamo la densità di flusso (semplificando, la quantità di onde radio che arrivano dal Sole) emessa in funzione della frequenza possiamo evidenziare una seconda peculiarità: a lunghezze d’onda superiori a 1 cm la curva si divide in due casi identificati come “Sole calmo” e “Sole disturbato”. Il primo è definito dall’attività normale del Sole mentre il secondo dipende dall’attività delle macchie solari.

 

 

In riferimento all’emissione del “Sole calmo”, il disco solare presenta un diverso diametro in funzione della frequenza di studio.

• A frequenze molto basse (<0,1GHz) e quindi lunghezze d’onda elevate (> 3m) il disco solare appare decisamente grande e più luminoso al centro; la sua luminosità diminuisce gradualmente e si annulla solo dopo diversi raggi solari.
• Per frequenze comprese tra 0,1 GHz e 3 GHz, il Sole appare ancora più grande della controparte ottica e si nota un picco di intensità radio vicino al bordo chiamata limb brightening.
• Per frequenze superiori a 3 GHz il Sole appare simile (anche se di dimensioni comunque maggiori) alla controparte visibile e la sua luminosità risulta uniforme.

Da queste considerazioni è possibile verificare che le onde radio a maggiore frequenza si originano vicino alla fotosfera, quelle a minore frequenza verso la corona che quindi conferisce al Sole una maggiore dimensione in cielo.

Nel caso del “Sole disturbato”, è invece possibile delineare una componente a bassa variabilità, con un periodo lungo da giorni a mesi, che è evidente a lunghezze d’onda dai 3 ai 60 cm e una componente ad alta variabilità caratterizzata da forti e missioni di radiazione in intervalli di tempo da secondi a ore. La prima componente è strettamente associata alla presenza di macchie solari anche quando non direttamente visibili in quanto dietro il bordo del Sole. Quindi questa emissione radio si origina in regioni superiori alla fotosfera.

La seconda componente (ad elevata variabilità) invece è legata a forti emissioni che seguono la comparsa di brillamenti (flare), violente esplosioni di materia inizialmente visibili nella banda del visibile nella riga dell’H-alfa (ad esempio con appositi telescopi solari). I brillamenti possono essere divisi in impulsivi o eruttivi. I primi hanno breve durata, dai secondi ai minuti, e si sviluppano solo nello strato inferiore dell’atmosfera solare. I secondi hanno durata maggiore, da minuti ad ore, e possono generare enormi quantità di energia e materia che viene espulsa nello spazio. I brillamenti si generano quando particelle cariche vengono improvvisamente accelerate. L’energia richiesta per tale accelerazione deriva dal campo magnetico attorno alle aree più attive della superficie solare. Durante la fase impulsiva del brillamento, si registra un veloce aumento dell’intensità di onde radio emesse, con lunghezza d’onda decimetriche o centimetriche. I più potenti brillamenti eruttivi emettono radiazione anche per diverse ore.

L’attività radio legata a tali fenomeni viene classificata (Wild, Smerd, Weiss, 1963) in funzione delle caratteristiche di questa emissione:

• Tipo I: brevi eventi che si presentano in grande numero associati ad una emissione continua (durata: da ore a giorni)
• Tipo II: forti eventi con spostamento in frequenza da valori alti a valori più bassi (durata: minuti)
• Tipo III: forti eventi di breve durata con spostamento in frequenza da valori alti a bassi (durata: secondi)
• Tipo IV: emissione continua (durata: da ore a giorni)
• Tipo V: emissione continua associata al tipo III, registrata a frequenza inferiori a 100 MHz (durata: 1-2 minuti)

Le caratteristiche di queste tipologie vengono bene illustrate quando si considerano gli eventi che seguono un brillamento solare.

 

 

Nella fase 1 si registra una forte emissione del tipo III subito dopo la comparsa di un brillamento visibile nella riga dell’H-alfa. Si registra una emissione radio molto forte e netta che finisce velocemente che, si ritiene, derivi dalle oscillazioni del plasma associato all’espulsione di fasci di elettroni in seguito al brillamento. A volte, soprattutto a frequenze inferiori ai 100 MHz, il brillamento è associato ad una emissione più continua e duratura nel tempo, quella del tipo V. Le onde elettromagnetiche di questo tipo sono generate dall’accelerazione di elettroni lungo le linee di campo magnetico nella corona.

Negli eventi più forti, cioè in quelli eruttivi, si registra anche la fase 2 che inizia con brevi e netti picchi di segnali che spesso presentano anche una seconda ripetizione (armonica). Questa emissione deriva dall’onda d’urto anteriore alla nube di gas sopra al brillamento. A volte, subito dopo si registra un più debole ma continuo segnale che può durare da ore a giorni e che viene definito di tipo IV. Quest’ultimo è legato all’emissione di sincrotrone proveniente dai gas sopra al brillamento e può presentare brevi e forti picchi di segnale classificato come tipo I.

Tra i burst radio di tipo IV ne esiste una specie, detta “mu-bursts tipo IV”, in cui il segnale viene emesso con lunghezze d’onda da 30 cm ad 1 cm, quindi anche sopra i 10 GHz. Questo ci permette di capire come il radiotelescopio Spider230 può essere usato anche per gli studi di questi fenomeni dell’atmosfera solare, magari associato ad un telescopio solare H-alfa per studiare contemporaneamente le diverse componenti dello spettro elettromagnetico in arrivo dallo stesso fenomeno, cioè da un brillamento.

 

 

A volte, durante i fenomeni più intensi, vengono emesse dal Sole particelle cosmiche a così alta energia che, quando incontrano il campo magnetico terrestre, generano tempeste magnetiche ed aurore.

I più grandi radiotelescopi nel mondo sono usati dai radioastronomi professionisti e spesso li potete anche visitare.  I radiotelescopi macchine straordinarie, dotate di gigantesche parabole o varie antenne, progettate per lavorare da sole o in interferometri. Vengono utilizzati per studiare nelle frequenze delle onde radio gli oggetti dell’Universo ma spesso vengono usati anche per il monitoraggio delle sonde spaziali o per gli studi dell’atmosfera terrestre. Vediamo qui una breve lista di alcuni tra i più grandi radiotelescopi nel mondo con una breve descrizione per ogni strumento.

 

Very Large Array – VLA (USA)
Probabilmente uno dei radiotelescopi più famosi al mondo grazie a film come “Contact”, utilizza 27 antenne tipo Cassegrain da 25 metri di diametro ciascuna che si possono spostare lungo un sistema di rotaie a Y.

 

Arecibo (Puerto Rico)
Fino al 2016 è stata la più grande parabola al mondo, grazie ai suoi 305 metri di diametro. L’antenna è stata appoggiata su una depressione naturale nel terreno e non è dotata di montatura: il radiotelescopio può inquadrare diverse regioni di cielo spostando l’illuminatore centrale.

 

GBT (USA)
Il radiotelescopio Robert C. Byrd a Green Bank presenta una parabola con superficie asimmetrica e un illuminatore fuori asse. Nell’area di Green Bank sono presenti anche altri grandi radiotelescopi come quello da 43 metri di diametro dotato di montatura equatoriale.

 

Atacama Large Millimeter/submillimeter Array – ALMA (Chile)
Il radiotelescopio ALMA comprende molte antenne paraboliche da 7 e da 12 metri di diametro che sono state installate nel deserto di Atacama nel Cile a circa 5000 metri di altitudine. In questo modo potrà studiare le elevate frequenze radio solitamente bloccate dall’atmosfera.

 

FAST (China)
Il Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope (FAST)) è il radiotelescopio situato nel sud ovest della Cina. Consiste in un’antenna da 500 metri di diametro costruita in una depressone naturale nel paesaggio ed è il più grande radiotelescopio a piena apertura al mondo.

 

Effelsberg (Germany)
Grazie alla gigantesca parabola da 100 metri di diametro, è uno dei più grandi radiotelescopi nel mondo. Questo radiotelescopio pesa 3200 tonnellate e impiega 12 minuti per effettuare una rotazione completa a 360 gradi.

 

Medicina (Italy)
Vicino a Bologna sono presenti due radiotelescopi: la “Croce del Nord” costituita da un array di antenne a due rami perpendicolari e un’antenna parabolica da 32 metri di diametro che viene impiegata anche nelle osservazioni interferometriche.

 

Sardinia Radio Telescope (Italy)
Questo radiotelescopio, costruito a 35 chilometri da Cagliari, utilizza una parabola da 64 metri di diametro progettata con elevata precisione (tra le migliori dei diversi radiotelescopi nel mondo) per consentire di lavorare anche ad elevate frequenze (fino a 100 GHz).

 

Lovell Radio telescope (England)
Grazie ai suoi 76 metri di diametro, questo strumento è uno tra i più grandi radiotelescopi nel mondo con parabola movibile. Si trova a Jodrell Bank in Inghilterra e fa parte del sistema interferometrico inglese MERLIN.

 

Parkes (Australia)
L’osservatorio Parkes si trova nella parte sud-orientale dell’Australia e utilizza una grande parabola da 64 metri di diametro. Oltre che per la radioastronomia, è stato utilizzato anche per raccogliere le trasmissioni dell’Apollo 11 in arrivo dalla Luna.

 

Square Kilometer Array – SKA
Attualmente in fase di studio, prevede un network di migliaia di antenne installate sia in Australia che in Sud Africa. Combinando i segnali sarà possibile ottenere un’area di raccolta equivalente a quella di una parabola di 1 chilometro quadrato.

Il mondo è esattamente come lo vediamo? Non è così semplice. Ad esempio alcuni animali, come le api, riescono a vedere parti dello spettro elettromagnetico che noi non riusciamo a vedere (come la luce ultravioletta o quella infrarossa): a loro il mondo non appare come a noi. I nostri occhi infatti sono sensibili a lunghezze d’onda comprese tra 400 e 700 nanometri (1 nanometro corrisponde ad un milionesimo di millimetro). Invece lo spettro elettromagnetico è composto da molti tipi di onde di cui il visibile è solo un’area ristretta:

 

 

Onde radio: sono caratterizzate dalle maggiori lunghezze d’onda, superiori a 1 millimetro. Le onde radio a maggiore frequenza sono dette microonde.

Infrarosso: con una lunghezza d’onda compresa tra 1mm e 700nm, noi umani non lo possiamo vedere ma lo percepiamo come calore sulla pelle.

Luce visibile: con lunghezza d’onda compresa tra 700 e 400 nm, è la parte dello spettro elettromagnetico che possiamo vedere e che si esprime attraverso i colori dell’arcobaleno.

Ultravioletto: ha una lunghezza d’onda compresa tra 400 a 10 nm ed è il responsabile delle nostre abbronzature.

Raggi X: caratterizzati da lunghezza d’onda compresa tra 10 e 0,01 nm, sono molto importanti per l’applicazione medica in quanto vengono usati per la diagnostica medica.

Raggi gamma: con lunghezza d’onda inferiore a 0,01 nm, sono quelli dotati di maggiore energia.