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Radioastronomia

Introduction to radio interferometry: interferometer scheme with 3 antennas, every instrument has its own rack with receiver, backend, timing synchronization device, data storage and host.

Introduzione alla radiointerferometria

By | Radioastronomia

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”.

 

Introduzione alla radiointerferometria: il pattern di diffrazione per un oggetto di tipo stellare mostra al centro il picco detto Disco di Airy

Introduzione alla radiointerferometria: il pattern di diffrazione per un oggetto di tipo stellare mostra al centro il picco detto 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).

 

Introduzione alla radiointerferometria: condizione di Rayleigh che spiega come uno strumento “risolve” due stelle apparentemente vicine a causa della sovrapposizione dei loro pattern di diffrazione sul piano focale

Introduzione alla radiointerferometria: condizione di Rayleigh che spiega come uno strumento “risolve” due stelle apparentemente vicine a causa della sovrapposizione dei loro pattern di diffrazione sul piano focale

 

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.

 

Introduzione alla radiointerferometria: l’interferometro stellare di Michelson-Pease con cui nel 1920 venne misurato per la prima volta il diametro della stella Betelgeuse

Introduzione alla radiointerferometria: l’interferometro stellare di Michelson-Pease con cui nel 1920 venne misurato per la prima volta il diametro della stella Betelgeuse

 

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.

 

Introduzione alla radiointerferometria: schema dell’interferometro di Ryle e Vonberg

Introduzione alla radiointerferometria: schema dell’interferometro di Ryle e Vonberg

 

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.

 

Introduzione alla radiointerferometria: risposta generata dal rivelatore dell’interferometro di transito, durante il passaggio di due forti sorgenti radio al meridiano, rispettivamente attorno alle ore 16:30 e alle 19:30.

Introduzione alla radiointerferometria: risposta generata dal rivelatore dell’interferometro di transito, durante il passaggio di due forti sorgenti radio al meridiano, rispettivamente attorno alle ore 16:30 e alle 19:30.

 

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.

 

Introduzione alla radiointerferometria: le antenne della rete EVN, non comprendono soltanto elementi su suolo europeo.

Introduzione alla radiointerferometria: le antenne della rete EVN, non comprendono soltanto elementi su suolo europeo.

 

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.

 

Introduzione alla radiointerferometria: l’interferometro ALMA sulle Ande Cilene osserva il cielo a lunghezze d’onda millimetriche. Crediti: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Introduzione alla radiointerferometria: l’interferometro ALMA sulle Ande Cilene osserva il cielo a lunghezze d’onda millimetriche. Crediti: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

 

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.

 

Introduzione alla radiointerferometria: un interferometro amatoriale che risale agli anni ’90, formato da due antenne TV Sat (realizzazione del radioastronomo Goliardo Tommassetti).

Introduzione alla radiointerferometria: un interferometro amatoriale che risale agli anni ’90, formato da due antenne TV Sat (realizzazione del radioastronomo Goliardo Tommassetti).

 

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).

 

Introduzione alla radiointerferometria: 3 radiotelescopi SPIDER 500A installati presso Sharjah Academy for Astronomy, Space Sciences & Technology

Introduzione alla radiointerferometria: 3 radiotelescopi SPIDER 500A installati presso Sharjah Academy for Astronomy, Space Sciences & Technology

 

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.

 

Introduzione alla radiointerferometria: schema dell’interferometro con 3 antenne d’esempio, ciascuna corredata dal proprio rack contenente ricevitore, backend, dispositivo di sincronizzazione temporale, storage dei dati e host computer.

Introduzione alla radiointerferometria: schema dell’interferometro con 3 antenne d’esempio, ciascuna corredata dal proprio rack contenente ricevitore, backend, dispositivo di sincronizzazione temporale, storage dei dati e host computer.

 

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.

 

Introduzione alla radiointerferometria: i backend Radio2Space, uno per ogni radiotelescopio SPIDER, controllati dal software RadioUniversePRO.

Introduzione alla radiointerferometria: i backend Radio2Space, uno per ogni radiotelescopio SPIDER, controllati dal software RadioUniversePRO.

 

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

What is radio astronomy

Cos’è la radioastronomia?

By | Radioastronomia

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 Radio2Space, 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 Radio2Space 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

 

 

Se vuoi sapere di più sulla radioastronomia, puoi anche vedere questo video, prodotto per il Centro Visite “Marcello Ceccarelli” dei radiotelescopi di Medicina (BO).

 

Oggi la radioastronomia può essere fatta non solo da radioastronomi professionisti. Infatti Radio2Space 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 di Radio2Space

I radiotelescopi SPIDER di Radio2Space

 

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, Radio2Space 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. Se vuoi saperne di più sui nostri servizi, clicca qui.

The radio Sun: radio image of the Sun recorded by VLA. The brightest regions are part of corona nearby but beyond sunspots. Courtesy (NRAO/AUI)

Il Sole radio

By | Radioastronomia | No Comments

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 radio: Immagine radio del sole ottenuta dal VLA. Le regioni più luminose sono parti della corona vicine ma superiori alle macchie solari. Cortesia (NRAO/AUI)

 

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.

 

Il sole radio: Spettro del Sole dall’ultravioletto alle onde radio (Da “Radio Astronomy, J. D. Kraus”)

 

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.

 

Il sole radio: Rappresentazioni delle due fasi che seguono un brillamento solare (da: Wild, Smerd, Weiss – Solar Bursts, Ann. Rev. Astron. Astrophys., vol. 1, 1963)

 

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.

 

Il sole radio: Spettro radio di un evento intenso legato a brillamenti (da: Wild, Smerd, Weiss – Solar Bursts, Ann. Rev. Astron. Astrophys., vol. 1, 1963)

 

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.

Largest radio telescopes in the world: Parkes radio telescope

I più grandi radiotelescopi nel mondo

By | Radioastronomia | No Comments

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.

I più grandi radiotelescopi nel mondo: VLA (Credit: Alex Savello)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: VLA (Credit: Alex Savello)

 

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.

I più grandi radiotelescopi nel mondo: Arecibo (Credit: Arecibo Observatory)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: Arecibo (Credit: Arecibo Observatory)

 

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.

I più grandi radiotelescopi nel mondo: GBT (Credit: NRAO/AUI/NSF)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: GBT (Credit: NRAO/AUI/NSF)

 

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.

I più grandi radiotelescopi nel mondo: ALMA (Credit: NRAO/AUI/NSF)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: ALMA (Credit: NRAO/AUI/NSF)

 

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.

I più grandi radiotelescopi nel mondo: FAST (Credit LIU XU)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: FAST (Credit LIU XU)

 

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.

I più grandi radiotelescopi nel mondo: Effelsberg (Photo by CEphoto, Uwe Aranas)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: Effelsberg (Photo by CEphoto, Uwe Aranas)

 

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.

I più grandi radiotelescopi nel mondo: Medicina (Credits: Filippo Bradaschia)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: Medicina (Credits: Filippo Bradaschia)

 

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).

I più grandi radiotelescopi nel mondo: SRT (Credits: INAF)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: SRT (Credits: INAF)

 

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.

I più grandi radiotelescopi nel mondo: Lovell (Credits: Mike Peel; Jodrell Bank Centre for Astrophysics, University of Manchester)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: Lovell (Credits: Mike Peel; Jodrell Bank Centre for Astrophysics, University of Manchester)

 

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.

I più grandi radiotelescopi nel mondo: Parkes (Credits: Stephen West)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: Parkes (Credits: Stephen West)

 

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.

I più grandi radiotelescopi nel mondo: SKA (Credits: SKA Organisation)

I più grandi radiotelescopi nel mondo: SKA (Credits: SKA Organisation)

Jansky e Reber, i due pionieri nella radio astronomia

By | Radioastronomia | No Comments

La radioastronomia è una scienza giovane, nata all’inizio del 20º secolo. Due sono le figure che storicamente hanno contribuito alla nascita di questa scienza: Karl Jansky e Grote Reber.

Il Jansky era un ingegnere che, alla fine degli anni 20, lavorava presso la società Bell Labs di New York ehi, in particolare, si dedicava alla registrazione di interferenze atmosferiche a onde corte. A partire dall’estate del 1931, Jansky costruì uno strumento e cominciò a registrare un’inspiegabile segnale di cui non era chiara la provenienza. Nel 1932 capii che il segnale presentava ogni giorno un piccolo anticipo nel tempo e così Jansky concluse che doveva provenire dall’esterno del Sistema Solare. Egli divenne così famoso anche sui giornali o alla radio ma, nonostante cercasse di attirare l’attenzione degli astronomi, la sua scoperta non ebbe seguito. Jansky non ebbe neanche a alcun riconoscimento scientifico per la sua scoperta e morì nel 1950.

 

Karl Jansky (Credit: NRAO/AUI)

Karl Jansky (Credit: NRAO/AUI)

 

Grote Reber fu unico ad approfondire i risultati di Jansky costruendo uno strumento per ricevere le onde provenienti dallo spazio. Costruii così, nel giardino di casa, il primo radiotelescopio con antenna parabolica al mondo. Il suo strumento era dotato di una parabola da 9,6 m di diametro e una montatura altazimutale a spostamento manuale. A partire dal 1937 cominciò i tentativi di ricezione a 3300 MHz ma non ottenne alcun risultato finché, nel 1939, cominciò a registrare il segnale proveniente dalla Via Lattea abbassando la frequenza a 160 MHz. Cominciò così a realizzare le prime mappe di emissione radio del cielo e, con la costruzione di nuovi e più sensibile ricevitore a maggior frequenza, ne migliorò progressivamente la capacità risolutiva.

 

Grote Reber (Credit: NRAO/AUI)

Grote Reber (Credit: NRAO/AUI)

 

Dopo queste prime e fantastiche scoperte, pochi si interessarono alla radio astronomia fino alla fine della Seconda Guerra Mondiale durante la quale gli immensi sviluppi delle tecniche radar consentirono per la prima volta di costruire sensibili strumenti per registrare i deboli segnali radio provenienti anche dagli oggetti più lontani dell’Universo.

Components of electromagnetic spectrum

Le componenti dello spettro elettromagnetico

By | Radioastronomia | No Comments

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:

 

Le componenti dello spettro elettromagnetico

Le componenti dello spettro elettromagnetico

 

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.

 

Questo vuol dire che se vogliamo studiare l’Universo nell’ultravioletto ci basta costruire un telescopio per queste lunghezze d’onda, dotarci di una camera sensibile all’ultravioletto e puntarlo verso il Cielo? No in quanto l’atmosfera della nostra Terra agisce da filtro bloccando gran parte della radiazione elettromagnetica tranne quella visibile e quella delle onde radio. Ecco perchè è possibile utilizzare radiotelescopi da terra mentre per studiare altre frequenze è necessario costruire appositi telescopi e mandarli nello spazio come satelliti. Nello spettro elettromagnetico, la finestra radio è estesa da circa 15 MHz (lunghezza d’onda di circa 20 metri) a 30 GHz (lunghezza d’onda di circa 1 cm). Questi limiti non sono definiti nettamente in quanto variano con l’altitudine, con la posizione geografica e con il tempo.