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I radotelescopi professionali e amatoriali

Riporto di seguito la mia tesina per la Maturità di Liceo Scientifico. Vista la complessità dell'argomento e le scarse conscenze di elettromagnetismo che un ragazzo delle superiori possiede, è possibile che ci siano vari errori scientifici o imprecisioni. Non ho tempo di rileggerla e correggerla tutta. Potete considerarla un interessante approfondimento su un argomento poco conosciuto e trattato, oppure un buon punto di partenza per una ricerca simile.

Contenuti

1) Introduzione

1) Nozioni teoriche di radioastronomia

2) La storia della radioastronomia

3) I Radiotelescopi professionali

4) I Radiointerferometri

5) I principali radiotelescopi nel mondo

6) La radiotelescopia amatoriale

7) Bibliografia

Introduzione

La scelta dell'argomento

Per spiegare i motivi che mi hanno spinto a scegliere questo argomento, è opportuno fare una premessa riguardo al significato generale di questo approfondimento. Qualsiasi ricerca, approfondimento o tesi, oltre ad essere uno strumento scolastico di esercizio e di valutazione, è anche un ottimo mezzo per accrescere le proprie conoscenze riguardo ad un argomento. Se la ricerca e l'organizzazione delle informazioni viene condotta in modo corretto, alla fine del lavoro lo studente avrà un accresciuto bagaglio di conoscenze. Tale bagaglio di conoscenze, come molte altre acquisite con lo studio, spesso gli sarà utile nel corso della vita. Perciò, quando ho dovuto scegliere un argomento per questa tesi, ho cercato un tema che non solo fosse interessante, ma anche utile per i miei progetti futuri, in particolare per quelli universitari.

Una mia prima grande passione è il mondo scientifico, ed in particolare il settore che riguarda l'energia elettrica e le discipline che le sono direttamente correlate, come l'informatica, l'elettrotecnica e soprattutto l'elettronica. Il fascino dell'energia elettrica risiede essenzialmente nelle infinite possibilità che questa forma di energia offre e nel suo futuro sicuramente aperto e ricco di nuove applicazioni. L'elettricità trova moltissimi utilizzi nella vita dell'uomo, e ha permesso di migliorare enormemente sia il livello della vita quotidiana, che il livello delle conoscenze umane. In particolare, l'elettronica è la più interessante, perchè si occupa proprio di elaborare gli impulsi elettrici, in modo che questi trasportino un'informazione utile all'uomo.

L'astronomia è un altra scienza che mi ha sempre appassionato, sia nello studio della struttura del cosmo in sé, che nella costruzione di tutti gli apparati artificiali, come satelliti, telescopi e sonde, ad essa relativi. Anche se la mia passione per questa scienza è di gran lunga minore rispetto a quella per l'elettronica, bisogna comunque aggiungere all'interesse per l'astronomia in sè anche il fascino dell'attuale ricerca sui grandi misteri dell'universo, come buchi neri, radiazione cosmica di fondo, confini dell'universo. Questi misteri, infatti, oltre a possedere un loro fascino, hanno anche un grandissimo valore per la conoscenza umana, perchè racchiudono in sé alcune delle più grandi verità sulla realtà. Svelare i confini dell'universo e la sua origine, o comprendere la vera natura di corpi come buchi neri o quasar, potrebbe dare un enorme contributo ad alcune delle grandi domande che l'uomo si è sempre posto: da dove veniamo, quale è il nostro futuro? L'astronomia oltrepassa così i limiti stretti delle attività a lei competenti, e diventa una grande fonte di spunti per la filosofia o addirittura per la religione. Non bisogna dimenticare infatti che in molte popoli antichi, come Cinesi, Mesopotamici, Egiziani, Greci, Romani, Americani, l'astronomia aveva un valore sacro, ed era riservata alla casta sacerdotale.

La radioastronomia è un valido argomento scientifico che unisce questi due rami della scienza, energia elettrica e astronomia. Per definizione, la radioastronomia studia onde con frequenze comprese tra alcuni Mhz e alcune decine di Ghz. Queste frequenze corrispondono a quelle utilizzate sulla Terra per le trasmissioni radio artificiali, gli strumenti utilizzati per studiare queste onde sono i radiotelescopi, equivalenti dei telescopi tradizionali utilizzati nel settore dell'astronomia ottica. Così come i telescopi tradizionali si basano su principi ottici per la ricezione delle onde luminose, così i radiotelescopi si basano su principi elettrici, analizzando e sviluppando i dati ricevuti attraverso l'elettronica. L'elettronica risulta quindi essere un elemento fondamentale della radioastronomia.

La radioastronomia è un settore molto vasto, e per evitare di trattarlo in modo troppo generico e superficiale, bisognerebbe compiere una ricerca di grande estensione. Per questo ho preferito concentrarmi su un solo aspetto di questa scienza, che riunisse in sé sia la componente astronomica che quella elettronica: gli apparati di ricezione radioastronomici, cioè i radiotelescopi. Tuttavia parlare in generale dei radiotelescopi, delle varie tipologie e del loro funzionamento mi sembrava ancora troppo teorico e poco utile in sé. Come già detto, una ricerca dovrebbe essere utile, non solo interessante. Analizzare solamente i radiotelescopi professionali utilizzati nella ricerca avanzata sarebbe stato molto interessante, ma non avrebbe potuto avere alcun risvolto pratico e utile nella mia vita quotidiana. Perciò ho preferito allargare l'analisi di questo approfondimento anche alla radioastronomia amatoriale, cioè a quella branchia di radioastronomia che non utilizza strumenti evoluti e non è svolta da scienziati veri e propri. I radioastronomi amatoriali sono appassionati di astronomia che, con piccola spesa, molta buona volontà e alcune conoscenze di elettronica e fisica, si sono costruiti un piccolo radiotelescopio che , nonostante la sua rudimentale struttura, può comunque dare ottimi risultati. Reber, uno dei più grandi radioastronomi della storia, che compilò la prima radiomappa dell'universo (vedi Storia della radioastronomia), era di fatto un radioastronomo amatoriale, che eseguiva i suoi studi di notte, e lavorava di giorno.

La struttura della tesina

La tesina si apre con delle brevi Nozioni teoriche di radioastronomia, che non hanno la funzione di spiegare in modo esauriente un argomento molto vasto, ma semplicemente di fornire le informazioni necessarie a comprendere l'argomento fondamentale della ricerca, ossia i radiotelescopi e il loro funzionamento. Per lo stesso motivo è stata introdotta una sezione sulla Storia della Radioastronomia, che ha una duplice funzione: innanzitutto illustrare le varie fasi dello sviluppo di questa scienza recentemente nata, e in secondo luogo fornire informazioni su cosa sia la radioastronomia e quali siano i suoi principali elementi di indagine.

Dopo aver ottenuto una conoscenza almeno basilare della radioastronomia, si può passare ad analizzare l'argomento vero e proprio della tesina: i radiotelescopi. L'analisi dei radiotelescopi è divisa in due parti, i radiotelescopi professionali e quelli amatoriali. I primi a essere presentati sono i radiotelescopi professionali, perchè più complessi e perchè sulla loro struttura si basano anche i radiotelescopi amatoriali. La prima parte di questa sezione mostra il radiotelescopio tradizionale a paraboloide, primo aa essere ideato ed utilizzato. Segue la descrizione dei più moderni radiotelescopi: i radiointerferometri. Per concludere l'analisi dei radiotelescopi professionali, vengono presentati i principali radiotelescopi al mondo, con particolare attenzione a quelli italiani.

La parte successiva ha come oggetto i radiotelescopi amatoriali, e cioè gli strumenti necessari per compiere osservazioni radioastronomiche amatoriali e il loro funzionamento. Per raggiungere una maggiore comprensione dell'argomento, e per mettere in pratica le nozioni acquisite, al termine della tesina è presentata una breve relazione su un esperimento realizzato mettendo in pratica le nozioni di cui si è parlato riguardo ai radiotelescopi amatoriali.

Nozioni teoriche di radioastronomia

La radioastronomia è una branchia relativamente giovane dell'astronomia, che si occupa di misurare ed analizzare le onde elettromagnetiche provenienti dagli oggetti celesti nell'intervallo spettrale compreso all'incirca tra 10 MHz e 300 GHz. I vantaggi di questa parte dell'astronomia sono molteplici. Innanzitutto permette di studiare informazioni che non siano semplicemente quelle ottenute alle frequenze delle onde luminose. Inoltre, lo spettro delle onde elettromagnetiche abbracciato dalla radioastronomia è molto più ampio di quello abbracciato dall'astronomia ottica. Il grande vantaggio della radioastronomia è dunque quello di ampliare enormemente il campo delle conoscenze acquisibili riguardo all'universo.

La misura tipica della radioastronomia, che viene maggiormente ricercata e studiata, è la densità spettrale di flusso S(f) o semplicemente flusso. Questa é una quantità specifica della radiosorgente osservata, che esprime la potenza irradiata, nell'unità di frequenza, incidente su una superficie unitaria posta perpendicolarmente alla direzione di propagazione della radiazione. In un radiotelescopio questa superficie é l'area efficace dell'antenna ricevente. Si ha quindi:

Il radiotelescopio è lo strumento che si occupa di ricevere il flusso delle onde radio proveniente dal cosmo attraverso un sistema ricevente composto da una singola antenna o da più antenne, di amplificarlo, elaborarlo adeguatamente, e di analizzarlo tramite svariati strumenti.

Le onde ricevute dal radiotelescopio sono radiazioni elettromagnetiche naturali emesse dai corpi celesti in base a specifici meccanismi fisici. Come per qualsiasi fenomeno di emissione elettromagnetica naturale, il segnale radio risultante è di tipo aleatorio incoerente, nel senso che risulta composto da innumerevoli radiazioni elementari che possono considerarsi indipendenti, ciascuna con frequenza e fase aleatoria, polarizzazione generalmente casuale e distribuzione delle intensità di tipo gaussiana. Compito della radioastronmia è anche quello di distinguere il rumore indesiderato dalle onde radio utili allo studio.

Caratteristiche filtranti dell'atmosfera terrestre ed interferenze artificiali

Non tutta l'energia emessa dalle radiosorgenti cosmiche riesce a raggiungere la terra. Alle frequenze più basse (circa 15 MHz), i gas ionizzati della ionosfera assorbono le onde elettromagnetiche, impedendo loro di raggiungere la superficie terrestre. Alle frequenze più elevate (superiori a qualche decina di GHz), il vapore d'acqua contenuto nell'atmosfera assorbe completamente la radiazione proveniente dall'esterno. Questi due limiti costituiscono la cosiddetta "finestra radio", che seleziona l'intervallo di frequenza entro il quale sono possibili ricezioni da terra con apparecchiature radioriceventi.

Una limitazione ben più pesante alle osservazioni radioastronomiche proviene dalla radiazione artificiale prodotta dalle attività umane: le varie stazioni trasmittenti radiotelevisive sparse in tutto il mondo irradiano potenze talmente elevate da interferire distruttivamente con ogni tentativo di misurazione della debole radiazione cosmica. Per fare un paragone esplicativo, è come se si tentasse di osservare il cielo notturno circondati da potenti riflettori luminosi. Per risolvere questo problema, nel tentativo di trovare una soluzione che concili le esigenze della scienza con quelle delle comunicazioni, sono state assegnate opportune frequenze riservate alla ricerca. Tuttavia la crescente pressione per la richiesta di nuovi canali radio rende le osservazioni radioastronomiche sempre più difficili, e così la speculazione dell'uomo rischia di danneggiare seriame0nte questa scienza.

Le onde radio misurate dai radiotelescopi

Rispetto a quanto si verifica nei tradizionali sistemi di radiocomunicazione, l'onda elettromagnetica prodotta da una radiosorgente non presenta alcun tipo di modulazione, come avviene invece in genere per le trasmissioni di modulazione di ampiezza o di frequenza terrestri. Il segnale manifesta le caratteristiche di un "rumore", cioè di un'onda elettromagnetica che varia la sua intensità nel tempo in modo casuale, e che quindi sembra non avere alcun significato apparente, almeno per le tradizionali telecomunicazioni terrestri.

Generalmente la radioastronomia si occupa di misurare l'intensità dell'onda ricevuta e la quantità di energia che trasporta nel tempo.

Altra importante differenza fra le trasmissioni radio-televisive terrestri e l'emissione radio cosmica consiste nello spettro di frequenza utilizzato. Le sorgenti radio artificiali terrestri trasmettono su frequenze ben precise, con bande di frequenza molto strette, in modo da ottimizzare la ripartizione delle frequenze e permettere l'esistenza di numerose stazioni emittenti distinte. Di solito invece le radiosorgenti cosmiche irradiano un segnale a spettro continuo contemporaneamente su tutte le frequenze. Fanno eccezione a questa regola le nubi di materia diffusa, caratterizzate da emissioni radio a banda molto stretta dovute a transizioni atomiche e molecolari, come ad esempio i maser interstellari.

Una differenza tra il telescopio ottico e il telescopio radio consiste nel metodo di acquisizione dei dati. Mentre un tradizionale telescopio è in grado di fornire un'immagine completa di una porzione di cielo, l'antenna di un radiotelescopio può essere puntata solo in un punto determinato del cielo, e fornire informazioni solo su quel punto. Se si vuole ottenere una misurazione che non sia relativa a un punto, ma a una superficie di cielo, è necessario muovere l'antenna del telescopio e compiere misurazioni successive, fino ad aver compiuto una scansione dell'intera porzione interessata. Il telescopio fisso è utilizzato nello studio di singole radiosorgenti, come le pulsar, il telescopio mobile per ottenere radiofoto del cielo.

Il potere risolutivo dei radiotelescopi

Il potere risolutivo dei radiotelescopi non è paragonabile a quello dei telescopi ottici, perché dipende dalla lunghezza d'onda e dal diametro dello specchio. Una semplice regola fisica afferma infatti che un qualsiasi strumento di misura di onde elettromagnetiche ha una risoluzione massima pari alla metà della lunghezza d'onda osservata. Le lunghezze d'onda radio vanno da qualche millimetro a qualche decametro, mente le lunghezze d'onda della luce interessano misure minori ai millesimi di millimetro. Perciò a parità di diametro, il potere risolutivo di un radiotelescopio tradizionale a paraboloide è inferiore di parecchi ordini di grandezza a quello di un analogo strumento ottico. Per esempio un radiotelescopio a paraboloide che lavori su lunghezze d'onda di 50 cm dovrebbe avere un diametro di 5.000 km per uguagliare il potere risolutivo di 0'',02 del telescopio Hale di Monte Palomar. Al contrario, uno dei maggiori vantaggi di questo tipo di radiotelescopi è rappresentato dalla possibilità di abbracciare una larga banda di frequenze con il semplice cambiamento dell'antenna posta nel fuoco del paraboloide.

La banda di lunghezze d'onda che un radiotelescopio classico a paraboloide può ricevere è limitata dalla bontà della struttura metallica che costituisce il suo specchio, che deve essere tanto più vicina alla forma parabolica quanto più si lavora ad alte frequenze. Inoltre, per evitare perdite di radiazione, le maglie della rete devono essere più fitte quando lo strumento viene usato per le alte frequenze. Più precisamente, detta l la lunghezza d'onda a cui si vuole lavorare, le irregolarità della superficie dello specchio non devono superare l/16 e le maglie devono essere più fitte di l/8.

Le sorgenti di radiazioni

Le sorgenti delle onde radio studiate dalla radioastronomia possono essere suddivise in due grandi tipi, in base al fenomeno che dà origine alla radiazione: sorgenti che producono radiazioni in conseguenza a fenomeni termici, e sorgenti che producono radiazioni in conseguenza a fenomeni non termici.

Le radiazioni termiche si originano dall'agitazione termica delle molecole che costituiscono l'oggetto e sono proporzionali alla sua temperatura assoluta, con un flusso elettromagnetico decrescente con la frequenza. Questo tipo di radiazione obbedisce infatti alla legge di Plank:

dove R è la distribuzione spettrale dell'intensità dell'irraggiamento di irraggiamento e DI(l, l + Dl, T) è l'intensità di irraggiamento, alla temperatura T, dovuta alle onde elettromagnetiche con lunghezza d'onda compresa tra l e l + Dl. Risulta evidente che il flusso elettromagnetico aumenta con la frequenza. Esempi di oggetti celesti considerati radiosorgenti termiche sono il Sole quieto (cioè in un periodo di "calma", in assenza di centri di attività sulla superficie), la Luna e le nubi di gas rarefatto, come le nubi di idrogeno, posto in vicinanza delle stelle ad elevata temperatura superficiale.

Le radiosorgenti che emettono radiazione non termica sono la maggior parte delle fonti di onde radio dello spazio, ma i fenomeni che causano l'emissione di onde radio sono piuttosto complicati e non del tutto noti. Infatti, se si cercasse di giustificare l'emissione di onde radio da parte di queste sorgenti attraverso la legge di Plank, bisognerebbe ammettere una temperatura fisica a valori proibitivi, inaccettabile dal punto di vista fisico. Risulta evidente che si verificano altri processi fisici al loro interno. Il più rilevante è l'emissione di sincrotone. Questo fenomeno, che prende il nome dall'analogo effetto osservato nei sincrotroni, consiste nell'emissione di radioonde polarizzate, generate da elettroni che si muovono con velocità prossime a quelle della luce, in campi magnetici deboli (dell'ordine di qualche microgauss): la densità di flusso diminuisce con una potenza caratteristica all'aumentare della frequenza.

Grafico che mostra la variazione dell'intensità del flusso elettromagnetico emesso da una sorgente radio in funzione della freuenza

I principali corpi celesti osservati dalla radioastronomia

Apprezzabili radioemissioni, soprattutto alle frequenze più elevate (SHF) provengono dalla Luna. Mentre nella finestra ottica la radiazione lunare é quasi esclusivamente dovuta alla luce riflessa del Sole, nel dominio delle onde radio, emette principalmente per meccanismi termici, come un corpo nero che segue con buona approssimazione la legge di Planck.

La Luna e i pianeti presentano emissione ottica dovuta esclusivamente alla luce riflessa del Sole; nel campo radio, invece, la radiazione riflessa diventa trascurabile rispetto a quella termica di corpo nero a qualche centinaio di gradi Kelvin. Giove si discosta dagli altri pianeti per emissioni sporadiche, polarizzate e molto intense, che fanno pensare alla presenza di meccanismi non termici. Osservazioni radio sistematiche al di fuori del sistema solare cominciarono quando si ebbero a disposizione grandi radiotelescopi e radiointerferometri ad alto potere risolutivo. Tali osservazioni hanno portato a un notevole grado di conoscenza delle emissioni radio nello spazio e della loro dislocazione, dette tecnicamente "cielo radio".

Altre sorgenti radio galattiche sono: le nubi di idrogeno ionizzato, come ad esempio la nebulosa di Orione, che presentano spettro termico prominente alle corte lunghezze d'onda; le stelle a flare, che mostrano improvvisi e brevi aumenti del flusso simili a quelli del Sole nella sua fase di forte attività; i resti di esplosioni di supernovae, come la nebulosa del Granchio, che è stata la prima sorgente radio fuori dal sistema solare a essere identificata otticamente. Anche Cassiopea A che dà il più forte flusso radio dopo il Sole è un resto di supernova. Per entrambe il meccanismo di emissione è del tipo radiazione di sincrotrone. Nella Galassia vi è inoltre una radiazione di fondo originata in prevalenza su tutto il piano galattico ma presente anche nell'alone: tale radiazione è dovuta alla materia interstellare diffusa e ad elettroni che si muovono nel campo magnetico della Galassia, secondo le leggi della relatività.

Le sorgenti radio extragalattiche sono galassie normali, radiogalassie, oggetti quasi stellari (quasar) e pulsar. Le galassie normali sono sorgenti deboli; quelle spirali, come Andromeda, presentano emissione concentrata nel disco e più debole nella zona dell'alone; le ellittiche sono raramente radiosorgenti. Le radiogalassie sono molto più potenti: dalle loro distanze si può calcolare che l'emissione è spesso più di un milione di volte maggiore di quella di Andromeda. Sono prevalentemente a struttura doppia o multipla con radioemissione da due o più componenti separate e non coincidenti con l'oggetto ottico. Altre radiogalassie hanno componenti radio di piccolissime dimensioni e risolvibili solo con i più moderni interferometri. Anche le quasar, che otticamente sono oggetti di apparenza stellare, sono radiosorgenti molto compatte e potenti. I meccanismi di emissione per le radiogalassie e le quasar sono non termici.

Per quanto riguarda le galassie esterne, oltre alla possibilità di osservarle a una distanza maggiore, la radioastronomia permette di confrontare le galassie normali e le radiogalassie e di ottenere informazioni utilissime, dal momento che molto spesso le radiogalassie presentano notevoli peculiarità.

Le principali radiosorgenti

Le emissioni radio del sole

Il Sole è stato uno dei primi corpi studiati dai radioastronomi, non tanto per le sue particolari caratteristiche di emissione, quanto per la vicinanza alla Terra, che lo rende facilmente studiabile sia dal punto di vista ottico che radioastronomico. I fenomeni elettromagnetici che si originano nel Sole sono numerosi, e possono essere studiati senza troppe difficoltà anche con strumenti amatoriali.

Si classificano le radioemissioni solari in 3 principali componenti:

1. Radioemissioni prodotte quando il Sole è in stato di quiete, cioè quando non presenta attività intensa di macchie solari, brillamenti e altri fenomeni.

2. Radiomissioni lentamente variabili.

3. Radioemissioni causate dall'attività intensa del Sole, con macchie solari e altri fenomeni.

Le ultime due componenti sono legate all'attività delle macchie solari: quella lentamente variabile, di origine termica, proviene dalle regioni del disco sopra le macchie, dove è più elevata la densità di elettroni. La temperatura di queste regioni supera i due milioni di gradi, contribuendo ad aumentare sensibilmente il livello medio di emissione associato alla radiazione del "Sole quieto", con intensità lentamente variabile e proporzionale al numero di macchie presenti sul disco (il flusso radio legato a questo meccanismo segue il ciclo undecennale delle macchie solari). Conseguenza di un brillamento sulla superficie del Sole è una forte tempesta (burst) di energia elettromagnetica proiettata nello spazio.

I burst solari sono classificati in base alla loro intensità e al loro andamento:

TIPO I: eventi brevi a banda stretta che, di solito, si verificano contemporaneamente ad emissioni continue a larga banda. Hanno durata variabile da poche ore ad alcuni giorni.

TIPO II: emissioni che si manifestano con una lenta deriva spettrale dalle frequenze più alte a quelle più basse. Mostrano spesso una struttura caratterizzata da una frequenza fondamentale e da una seconda armonica.

TIPO III: emissioni caratterizzate dal rapido passaggio dalle frequenze alte a quelle basse. In molti casi si evidenziano armoniche e sono spesso accompagnate da rapide esplosioni di energia elettromagnetica (flare).

TIPO IV: emissioni continue a banda larga associate a brillamenti (flare).

TIPO V: emissioni continue a larga banda che possono apparire insieme a burst di tipo III. Hanno durata pari a circa 1 o 2 minuti, maggiore al diminuire della frequenza.

L'attività alla superficie del Sole è evidenziata dalla densità di macchie solari che appaiono come aree scure sulla fotosfera, fluttuando in frequenza entro un ciclo di attività approssimativamente pari ad 11 anni. Sono regioni scure perché più "fredde" rispetto al fondo: la loro temperatura è dell'ordine di 4000°K, mentre quella della superficie circostante è di 6000°K. Nelle macchie solari si localizzano intensi campi magnetici e, sulla parte immediatamente superiore dell'atmosfera, si verificano spesso intensi brillamenti (flare), che producono potenti burst di radio energia a frequenze comprese fra circa 5 MHz e 300 MHz. Spesso, durante i brillamenti più intensi, è emesso un intenso flusso di particelle cariche (raggi cosmici) ad alta energia, viaggianti alla velocità di 500-1000 Km/s: quando tali particelle raggiungono il campo magnetico terrestre sono causa di intensi disturbi radio e tempeste magnetiche con formazioni di aurore.

La mappa delle radioemissioni solari dovute ai brillamenti (vedi figura) appare molto più ampia di quella occupata dalle macchie solari. A differenza della radiazione proveniente dalla maggioranza delle radiosorgenti celesti, che risulta non polarizzata, quella associata ai brillamenti solari è a polarizzazione circolare, essendo causata dalle traiettorie a spirale degli elettroni che seguono il locale, intenso, campo magnetico associato al brillamento.

Ulteriore metodo (indiretto) largamente utilizzato per monitorare i brillamenti solari, quindi rivelare i cosiddetti effetti ionosferici, prevede il monitoraggio permanente, in banda VLF (tipicamente a frequenze inferiori a 150 KHz), di un forte e stabile segnale proveniente da una stazione radio abbastanza distante, registrando le variazioni di intensità dell'emissione nel tempo. Quando si verificano intensi brillamenti solari sono emessi fasci di radiazione X che investono la ionosfera terrestre (lo strato di particelle elettricamente cariche dell'atmosfera superiore), "perturbando" le sue capacità di riflessione verso le radioonde, con progressivo e lento decadimento di intensità del segnale ricevuto. Questo sistema è considerato abbastanza affidabile per il monitoraggio dei brillamenti.

Qualsiasi corpo irradia onde elettromagnetiche in proporzione alla sua temperatura fisica: tale meccanismo di radiazione è chiamato termico in quanto strettamente legato alla temperatura fisica dell'oggetto emittente (legge di Planck). La componente radio del "Sole quieto" è un'emissione termica proveniente dal gas caldo ionizzato, corrispondente ad una temperatura superficiale della fotosfera pari a circa 6000°K, facilmente rivelabile in banda SHF (dove tale meccanismo d'emissione è più intenso) anche da impianti amatoriali, utilizzando, ad esempio, i vari ricevitori SHF descritti nella pagina Radiometri e Radiospettrometri in banda SHF.

La storia della Radioastronomia

Karl Jansky: la scoperta delle onde radio cosmiche

La radioastronomia ha avuto inizio, in modo del tutto casuale, con la scoperta delle radioemissioni cosmiche avvenuta nel dicembre del 1931 per opera di Karl Jansky, un giovane ingegnere dei Bell Telephone Laboratories, mentre questi studiava ad Holmdel (New Jersey) l'origine dei disturbi atmosferici che interferivano con le prime radiocomunicazioni commerciali a lunga distanza. Subito dopo la laurea all'Università del Wisconsin nel 1927, Jansky iniziò a lavorare presso i Bell Telephone Laboratories, ottenendo l'importante incarico, supervisionato da H. T. Friis, di studiare dettagliatamente la natura dei disturbi di origine atmosferica, che creavano notevoli problemi di affidabilità alle radiocomunicazioni telefoniche transatlantiche. A quel tempo erano stati sufficientemente studiati gli effetti dei radiodisturbi di origine naturale sulle radiocomunicazioni a frequenze inferiori a 10 MHz, mentre ben poco si conosceva sulle implicazioni pratiche della nuova tecnologia a frequenze superiori. Le ricerche di Jansky richiesero la progettazione e la realizzazione di un apposito impianto ricevente composto da un sistema di antenne ad array di loop quadrate (fig. 3), dotato di buone possibilità di orientamento, per determinare con certezza la direzione di arrivo delle interferenze. Il ricevitore, operante alla frequenza di 20.5 MHz con una larghezza di banda pari a 1 KHz, doveva assicurare, oltre che una buona sensibilità, anche una sufficiente precisione e stabilità. Operando con questo strumento, Jansky ben presto si accorse che dall'altoparlante del ricevitore, collegato all'antenna, usciva un debole segnale, una sorta di fischio. Sul momento, egli lo attribuì ad interferenze provenienti dal Sole, ma misure più accurate, effettuate in seguito, mostrarono in modo inequivocabile una periodicità di 23 ore e 56 minuti con un ritardo di 4 minuti rispetto alle canoniche 24 ore giornaliere e ciò escludeva la natura solare del disturbo. Dopo diversi mesi, Jansky intuì che la sorgente responsabile del fischio era al di fuori del Sistema Solare, in direzione della costellazione del Sagittario, in pratica della regione centrale della nostra Galassia. Confrontata con i moderni radiotelescopi, la rudimentale strumentazione di Jansky era molto scadente, ma, essendo orientata verso una zona a elevata emissione di onde radio, fu sufficiente per distinguere il rumore di disturbo da quelle onde radio dello spazio. Tuttavia, questa scoperta, pur così importante, passò quasi inosservata, salvo il fatto che venne pubblicata sul "New York Times" nel maggio del 1933. Jansky avrebbe voluto investigare più a fondo, proponendo ai "Bell Laboratories" la costruzione di un'antenna più efficiente, ma gli interessi della compagnia erano di tutt'altra natura e così Jansky venne dirottato verso altri progetti. In seguito, il nome di Karl Jansky venne associato all'unità di misura del flusso radio, il Jansky (Jy), corrispondente a 10-26 W m-2 Hz-1.

Grote Reber: la fondazione della radioastronomia

Altro importante contributo allo sviluppo delle osservazioni radioastronomiche venne da Grote Reber. (1937). Di carattere tenace, dopo aver esaminato le scoperte di Jansky, egli decise di costruire un radiotelescopio nel giardino di casa. Pur essendo nella prima metà del XX secolo, quando la tecnologia delle onde radio era agli inizi, Reber riuscirà a costruire una parabola di circa dieci metri di diametro con ricevitori operanti alle frequenze di 3300 MHz, 900 MHz e 160 MHz, strumenti ancor oggi piuttosto difficili da realizzare per un semplice privato. Reber trascorse parecchie notti insonni, registrando segnali radio provenienti dallo spazio. Di giorno, infatti, doveva recarsi al lavoro, mentre di notte riusciva a ridurre il rumore sul segnale, dovuto ad esempio alle scintille provocate dai motori delle automobili in circolazione.

Reber dunque non studiava le onde extraterrestri per professione, ma ha rappresentato lo studioso per passione, disposto a sacrificare tempo e fatica per il suo interesse. E i risultati furono eccezionali.

Reber ebbe l'intuizione, poi suffragata dagli studi del fisico russo V.L. Ginzburg, che la radiazione che egli misurava con il suo radiotelescopio non aveva un'origine dovuta a fenomeni esclusivamente termici, come supposto dalle teorie correnti a quel tempo, ma anche in parte a un processo non termico, la "radiazione di sincrotrone". Reber di fatto fu il primo radio astrofilo della storia, che aprì le porte a quella che sarebbe diventata una delle più importanti branche dell'astrofisica, la "radioastronomia".

Dopo aver raccolto e rielaborato un numero sufficiente di dati, nel 1944 Reber fu in grado di compilare la prima radiomappa della Galassia, tracciando graficamente le linee isoterme della distribuzione della temperatura di brillanza del cielo a 160 MHz. Egli osservò come la massima intensità delle emissioni si fosse situata in prossimità del centro galattico (costellazione del Sagittario), confermando il precedente lavoro di Jansky, mentre altre zone di intensità elevata erano localizzate in Cygnus, Cassiopeia, Canis Maior e Puppis. Reber fu un tecnico molto abile, che riuscì a perfezionare i suoi apparati fino ad ottenere le migliori prestazioni che la tecnologia radiotecnica dell'epoca fosse in grado di garantire. Incoraggiato da questi risultati, Reber tentò la ricezione a frequenze notevolmente più elevate, prima a 3.3 GHz poi a 900 MHz, senza ottenere alcun risultato. Ciò era dovuto alla diminuita sensibilità del ricevitore alle alte frequenze e al fatto che, in quell'intervallo spettrale, l'intensità delle radiazioni cosmiche non risulta particolarmente elevata.

L'analisi spettrale delle onde radio extraterrestri

Le frequenze scelte da Jansky e Reber non rappresentavano un valore privilegiato, né corrispondevano ad alcuna riga spettrale di particolare interesse astrofisico: l'emissione rivelata era di tipo continuo. Durante la seconda guerra mondiale, Oort e Van De Hulst (Università di Leida) vennero a conoscenza dei lavori di Jansky e di Reber e si chiesero se non sarebbe stato possibile applicare i principi della spettroscopia anche alle onde radio provenienti dallo spazio. I due studiosi ipotizzarono che gli elementi chimici possedessero un proprio spettro radio caratteristico, al pari di quanto avviene per gli spettri della luce. Gli studi sperimentali confermarono le ipotesi, e nel 1951 venne scoperto lo spettro radio dell'idrogeno, con una riga tipica a circa 1420 MHz. Queste osservazioni della "riga 21" dell'idrogeno furono un grande successo per la radioastronomia, perchè evidenziarono per la prima volta la struttura a spirale della Galassia, osservazione preclusa agli strumenti ottici, a causa dell'assorbimento delle nubi interstellari.

Il limite inferiore dello spettro radio cosmico

Il limite inferiore dello spettro radio venne studiato nel 1951 da Shain , che condusse una lunga serie di osservazioni alla frequenza di 18.3 MHz, utilizzando un sistema di antenna fisso consistente di 8 dipoli puntati sullo zenit. Per effetto della rotazione giornaliera terrestre, il lobo principale dell'antenna era in grado di effettuare la scansione di una fascia di cielo a declinazione costante, pari alla latitudine del luogo di osservazione (-34°). In questo modo erano intercettati il centro ed il polo sud galattici. Questo studio venne perfezionato e completato negli anni successivi, utilizzando un sistema di antenna molto più direttivo. In quello stesso periodo, ad opera di Shain ed Higgins (1954), iniziarono gli studi della radiazione cosmica a frequenze sempre più basse, in particolare a 9.15 MHz. La ricezione della radiazione extraterrestre in questa regione dello spettro é particolarmente difficile a causa degli effetti schermanti della ionosfera. Altri lavori condotti a frequenze inferiori (2.13 MHz, 1.435 MHz, 0.9 MHz e 0.52 MHz) da Reber ed Ellis nel 1956 consentirono di studiare sia gli effetti schermanti della ionosfera terrestre, sia il comportamento della radiazione cosmica a ridosso del limite inferiore della "finestra radio", evidenziando ancora una volta come il massimo dell'intensità ricevuta si verificasse quando il lobo principale dell'antenna intercettava la regione della Via Lattea. Negli anni seguenti (1957), sono state condotte altre ricerche da Ellis alle frequenze di 10.05 MHz, 5.65 MHz, 4.4 MHz e 3.8 MHz, utilizzando semplici dipoli a mezz'onda ed array di 8 dipoli a mezz'onda.

La radioastronomia fino agli anni 50

Sintetizzando i risultati di tutte le osservazioni condotte alle varie frequenze operative, pur tenendo conto del limitato potere risolutivo dei primi radiotelescopi, si evidenziano alcune caratteristiche generali della radioemissione cosmica. Essa proviene soprattutto dalla fascia coincidente con l'equatore galattico con un pronunciato massimo verso il centro (Sagittario): per avere un'idea dei valori della temperatura di brillanza associati a questa regione del cielo, si possono considerare le figure 4 e 5, dove é graficata la "temperatura equivalente del cielo" nell'intervallo di frequenze compreso fra 20 MHz e 3 GHz. Oltre a questa componente, si osservano alcuni massimi secondari di notevole intensità associati a radiosorgenti discrete di piccolo diametro angolare, localizzati rispettivamente in Cygnus e in Cassiopeia. Solo un notevole incremento del potere risolutivo dei radiotelescopi consentirà, negli anni successivi, di individuare con sicurezza i centri di emissione cosmica, conducendo alla scoperta delle vere e proprie radiosorgenti, oggetti "quasi-puntiformi" caratterizzati da piccola estensione angolare.

I Radiointerferomentri

Il primo radiointerferometro, che ricalcava il principio dello strumento ottico di Michelson, fu costruito da Ryle e Vonberg nel 1946 utilizzando due antenne, ciascuna composta da un array di dipoli funzionanti a 175 MHz. Estese ricerche di radiosorgenti discrete utilizzando strumenti interferometrici vennero condotta anche in Gran Bretagna presso l'osservatorio di Cambridge negli stessi anni (1953-1954). Successivamente, Ryle e Mills estesero le tecniche radiointerferometriche, allargando le strutture a due antenne a quelle formate da più elementi mobili e gettando le basi per il cosiddetto principio della sintesi di apertura, formulato dettagliatamente da Ryle ed Hewish nel 1960.

I cataloghi più famosi

Sono il 2C, 3C e 4C di Cambridge (Inghilterra), il B2 del radiosservatorio italiano "La Croce Del Nord" di Medicina (BO), quelli di Parkes (Australia), di Green Bank (USA), ed altri. Notevole é stato il paziente lavoro che ha condotto all'accurata misura della posizione di molte radiosorgenti, la maggior parte delle quali sono state successivamente identificate con le controparti ottiche.

La scoperta della radiazione cosmica di fondo

Nel 1965 avvenne, in modo del tutto casuale, la scoperta della radiazione di fondo a 2.726°K e nel 1967 la scoperta delle pulsar. Lavorando allo sviluppo della tecnologia radar negli anni '40, R. Dicke del MIT inventò il radiometro a microonde (il cosiddetto Dicke switch), un ricevitore in grado di rivelare radiazioni a microonde di bassa intensità. Negli anni '60 R. Wilson e A. Penzias, due ingegneri della Bell Telephone Co. impegnati nello studio delle cause di rumore che disturbavano le prime trasmissioni radiotelevisive via satellite, utilizzarono il ricevitore di Dicke per realizzare uno strumento che doveva inseguire i satelliti per telecomunicazioni Echo 1 e Telstar. Lavorando alla frequenza di 4.08 GHz con una grossa antenna a corno (apertura di 6.2 metri mostrata in fig. 8) essi scoprirono che lo strumento misurava una radiazione imprevista: effettuando una scansione in tutte le direzioni dello spazio, si registrava un rumore di fondo abbastanza costante (equivalente ad una temperatura assoluta pari a circa 2.7°K) indipendente dalla direzione di puntamento dell'antenna e dall'ora di osservazione. L'interpretazione di questa radiazione isotropica, che valse il premio Nobel agli scopritori, fu loro suggerita dalla notizia che proprio Dicke aveva in precedenza proposto di usare un radiometro a microonde per misurare la radiazione cosmica di fondo. La scoperta è di fondamentale importanza cosmologica: l'isotropia della radiazione di fondo (che riempie uniformemente tutto lo spazio) sembra essere il residuo fossile causato dalla successiva espansione della radiazione che permeava l'Universo nei suoi primissimi istanti di vita, come prevede la teoria cosmologica del "Big Bang". Successivamente, tramite il satellite Cosmic Background Explorer e diversi esperimenti condotti da razzi, da palloni-sonda e da terra, sono state eseguite numerose verifiche per effettuare misure di notevole precisione della radiazione di fondo, confermando la proprietà caratteristica dell'isotropia ed il fatto che il suo spettro é molto simile a quello di un corpo nero in equilibro termico alla temperatura di 2.726°K. Le variazioni nell'intensità della radiazione di fondo proveniente da diverse direzioni é dell'ordine di una parte su 100000: é lecito attendersi qualche differenza dato che nell'universo sono presenti irregolarità locali come stelle, galassie ed ammassi di galassie.

La scoperta di quasar e pulsar

Nel 1963 avvenne la scoperta delle quasar (Quasi Stellar Radio Sources): oggetti extragalattici lontanissimi (ai confini dell'Universo osservabile) con dimensioni molto minori delle normali galassie, ma notevolmente più emittenti nel dominio ottico ed in quello radio. Nel 1968 si verificò uno straordinario avvenimento per la radioastronomia: la scoperta delle pulsar (Pulsating Radiosource: PSR) da parte di A. Hewish e J. Bell Burnell all'osservatorio di Cambridge. Nel 1965 Hewish iniziò la costruzione di un array piano rettangolare composto da 2048 dipoli posizionati orizzontalmente, operanti alla frequenza di 82 MHz. La superficie fisica dello strumento ricopriva un'area pari a circa 20000 m² ed aveva la possibilità di muovere in declinazione (di alcuni gradi) il suo lobo principale. La rotazione terrestre garantiva la scansione in ascensione retta. L'impianto era stato progettato per studiare le compatte radiosorgenti quasar. Mentre i ricercatori erano impegnati in questo lavoro, notarono nelle loro registrazioni notevoli ed regolari fluttuazioni del segnale. Migliorando le misure, riuscirono ad evidenziare una serie di impulsi caratterizzati da regolare periodo di ripetizione e teoricamente generati da oggetti nella fase finale dell'evoluzione, caratterizzati da un raggio compreso tra 10 e 50 Km e massa compresa fra circa 0.5 e 2 masse solari: si trattava delle pulsar (o stelle di neutroni). La larghezza degli impulsi della prima pulsar scoperta era dell'ordine di alcuni centesimi di secondo. Poiché la durata Dt di un segnale e le dimensioni dell'oggetto emittente sono legati dalla relazione

d < c * Dt

dove c é la velocità della luce, la dimensione dell'oggetto risultava essere planetaria, paragonabile al diametro della Luna. Questo fatto indusse a formulare l'azzardata ipotesi che i segnali fossero di natura artificiale, provenienti da qualche pianeta abitato da esseri intelligenti animati dal desiderio di contatti interstellari. Con un misto di ironia e di convinzione, le sigle assegnate alle prime quattro pulsar scoperte furono quindi LGM 1, 2, 3 e 4, dove LGM era l'abbreviazione di Little Green Man (piccolo uomo verde). Un esame più accurato dei segnali rivelò che essi trasportavano un'enorme quantità di energia, dell'ordine di circa 1011 W su tutto lo spettro radio, se la sorgente degli impulsi fosse stata alla distanza del Sole dalla Terra, il che rendeva poco plausibile l'idea di segnali artificiali inviati da civiltà extraterrestri.

Dalla metà degli anni 60 a oggi

Dalla metà degli anni '60 fino ai nostri giorni, stimolate dall'enorme sviluppo della tecnologia elettronica, le ricerche radioastronomiche sono state caratterizzate da una continua scoperta di righe spettrali nel dominio radio (in particolare nella gamma delle microonde e delle onde millimetriche) dovute a molecole interstellari, molte delle quali organiche. Dal punto di vista strumentale, si é registrato un progressivo sviluppo verso le tecniche radiointerferometriche, insieme all'implementazione di sofisticati algoritmi e del software necessari per il trattamento dei dati: si sono elaborate "immagini radio" sempre più definite ed affidabili degli oggetti osservati.

La radioastronomia in Italia

I primi lavori di ricerca in Italia iniziarono nel 1942 (con studi sulla radioemissione solare) presso l'osservatorio astrofisico di Arcetri (Firenze). Sono stati costruiti un paraboloide di 5 metri di diametro che lavorava alla frequenza di 1421 MHz, un paraboloide di 2 metri di diametro funzionante a 9300 MHz ed un array piano di 4 antenne ad elica operante a 187 MHz (questa fu la prima struttura installata). Successivamente furono sperimentati un interferometro composto da 2 antenne yagi (225 MHz) ed un paraboloide di 10 metri di diametro funzionante a 9.42 GHz e a 36 GHz. Attualmente è attivo un gruppo di lavoro di radioastronomia che collabora con l'Istituto di Radioastronomia del C.N.R. di Bologna (l'istituzione nazionale di riferimento per la ricerca radioastronomica) nel programma VLBI (Very Long Baseline Interferometry).

I Radiotelescopi professionali

Il radiotelescopio classico: la struttura

Il radiotelescopio più semplice è un radiometro equipaggiato con un adatto sistema di antenna, cioé un radioricevitore molto sensibile progettato per misurare rumore, e in grado di ricevere un'ampia banda di frequenze. E' composto da uno "specchio", generalmente a rete metallica, a forma di paraboloide, nel cui fuoco è situata un'antenna a dipolo che raccoglie la radiazione captata e rinviata dallo specchio. I segnali vengono inviati, attraverso linee di trasmissione, a un ricevitore-amplificatore e passano da qui a un registratore a carta, oppure sono digitalizzati su schede o registrati su nastro magnetico per l'elaborazione con i calcolatori elettronici.

In un radiotelescopio tradizionale, il segnale proveniente dalla radiosorgente é captato dall'antenna ed inviato all'ingresso del primo stadio preamplificatore RF, cioè a un amplificatore che si limita a aumentare l'intensità del segnale ricevuto, senza modificarne le altre caratteristiche proprie, come la frequenza o la forma d'onda. Questa parte del sistema è di solito di tipo LNA (Low Noise Amplifier), caratterizzato da un guadagno tipico di 20-50 dB, con un livello di rumore, cioè di disturbo indesiderato, molto basso. Il valore del rumore è molto importante per la determinazione della sensibilità del radiotelescopio.

La frequenza del segnale preamplificato é traslata verso il basso da un convertitore di frequenza (mixer + oscillatore locale) che genera un segnale a frequenza intermedia (IF), con potenza direttamente proporzionale a quella della radiazione originaria. Il compito di questa parte dell'apparato è cioè quella di abbassare la frequenza del sistema per rendere il segnale più facilmente analizzabile.

La maggior parte del guadagno sull'onda ricevuta dal radiotelescopio, dell'ordine di 60-90 dB, é realizzato dal successivo sistema di amplificazione IF che, di conseguenza, deve possedere adeguate caratteristiche di stabilità. Per evitare qualsiasi fluttuazione del guadagno ed eliminare errori nella valutazione della potenza associata alla radiazione incidente, si evitano controlli automatici del guadagno, come l'AGC (Automatic Gain Control), perchè questi sistemi confondono il rumore di disturbo di fondo con il segnale utile, eliminando entrambi.

L'amplificatore IF é seguito dallo stadio rivelatore a caratteristica quadratica, che produce un segnale di ampiezza proporzionale alla potenza associata alla radiazione captata dall'antenna. Per minimizzare le fluttuazioni del segnale utile ed ottimizzare la sensibilità del sistema, l'onda è ulteriormente migliorata dall'amplificatore DC-integratore, che effettua una media del segnale rivelato secondo una prefissata e programmabile costante di tempo, con valori che vanno da frazioni di secondo a centinaia di secondi.

Nella figura é mostrato lo schema a blocchi che evidenzia la struttura essenziale di un radiotelescopio.

Nella figura sopra sono rappresentate le variazioni subite dal segnale captato da una radiosorgente durante l'elaborazione attraverso i vari stadi del ricevitore. Al centro del grafico sono descritti i segnali in funzione del tempo (ad una data frequenza), a destra é rappresentata la variazione della potenza in funzione della frequenza (informazione spettrale del segnale). Analizzando il percorso del segnale ricevuto attraverso i vari stadi del ricevitore é immediato rendersi conto delle tipiche trasformazioni operate dallo strumento sul debole segnale proveniente dalla radiosorgente intercettata dal fascio di ricezione dell'antenna.

RadioPolarimetro, RadioSpettrografo e SpettroRadioPolarimetro

Nel radiopolarimetro la struttura classica del radiotelescopio è stata variata, sostituendo il singolo dipolo con antenne sensibili ai diversi stati di polarizzazione dell'onda elettromagnetica (ad es. due dipoli incrociati, antenne a elica, ecc.) e modificando il ricevitore, rendendolo cioè capace di trattare separatamente le diverse informazioni. Il radiospettrografo usa invece un'antenna a larga banda e un ricevitore in grado di separare le informazioni ottenute alle diverse frequenze. Da un'opportuna combinazione di questi ultimi due strumenti deriva lo spettroradiopolarimetro che, per la notevole complessità, è usato quasi esclusivamente per lo studio dell'emissione radio del Sole, mentre per ricerche radioastronomiche di altro tipo vengono generalmente usati radiotelescopi di tipo classico.

I Radiointerferometri

Radiointerferometria

I radiointerferometri sono stati costruiti per risolvere un problema fisico che presentano i tradizionali radiotelescopi parabolici, riguardante le modalità di ricezione delle onde. Infatti per rilevare segnali provenienti da radiosorgenti deboli è necessario utilizzare un sistema di antenna caratterizzato da grande area efficace, in modo da raccogliere più energia possibile. Per distinguere invece maggiori dettagli strutturali é necessario un elevato potere risolutivo, raggiungibile utilizzando strumenti dotati di un fascio di ricezione sufficientemente stretto e preciso. Ciò significa che l'analisi precisa e dettagliata di radiosorgenti deboli risulta molto difficoltosa, perchè in teoria richiede l'uso di radiotelescopi piccoli e estesi allo stesso tempo.

La soluzione adottata dal radioiterferometro si basa sull'analogo strumento ideato per l'astronomia ottica da Michelson. Per spingere il potere risolutivo oltre i limiti raggiungibili da una singola antenna si ricorre alla composizione dei segnali provenienti da due o più antenne, ciascuna avente dimensioni relativamente modeste, poste a una distanza grande rispetto alle loro dimensioni e alla lunghezza d'onda operativa.

I radiointerferometri e gli array di antenne a sintesi di apertura sono stati sviluppati per misurare fini dettagli angolari della radiazione cosmica, superando agevolmente i limiti di risoluzione imposti dai radiotelescopi ad antenna singola.

Le moderne misure interferometriche utilizzano gruppi di radiotelescopi distribuiti su dimensioni molto grandi, fino a coprire l'intera superficie della Terra, o tra la terra e un satellite artificiali. Il potere risolutivo dell'interferometro dipende infatti dalle dimensioni totali dello strumento e può essere reso arbitrariamente grande. Oggi si raggiungono poteri risolutivi inferiori al millesimo di secondo d'arco, che consentono di studiare oggetti celesti con notevole dettaglio, come ad esempio le parti centrali di galassie e quasar, dove ha origine l'enorme quantità di energia che si osserva.

L'inconveniente maggiore che si incontra con questo tipo di radiotelescopi è rappresentato dalle perdite che si verificano lungo le linee di trasmissione, oltre alla laboriosità della costruzione e del collegamento di un gran numero di antenne e dal puntamento di un dato oggetto sulla volta celeste.

Funzionamento del RadioInterferometro

Il radiointerferometro più semplice è quello a due antenne, poste a una determinata distanza d. Siano a1 e a2 le due antenne e d la distanza che separa detta base. Il cammino dei fasci incidenti su di esse in un dato istante differisce di una quantità s = d sen a. Se si orienta la base in direzione Est-Ovest, per effetto del movimento diurno di rotazione terrestre, ogni radiosorgente si sposta apparentemente nella stessa direzione, quindi la differenza di cammino sui due fasci cambia continuamente. Se la radiosorgente ha dimensioni angolari inferiori a l / a ( l = lunghezza d'onda della radiazione), il registratore registra una serie di massimi e minimi che vanno attenuandosi fino a sparire del tutto quando si osservano sorgenti via via più estese. Lo studio perciò della forma del diagramma che si ottiene permette di calcolare il diametro di una radiosorgente se le dimensioni di questa superano il potere risolutivo del radiointerferometro, analogamente a quanto si verifica in un interferometro ottico.

L'estensione di questo principio ha portato alla costruzione di radiointerferometri a più antenne, utili soprattutto nel caso si abbiano due o più radiosorgenti vicine. Il potere risolutivo è proporzionale alla distanza delle due antenne estreme, sempre nel caso di orientamento Est-Ovest, mentre resta uguale a quello di una sola antenna se l'orientamento è in direzione Nord-Sud. Per aumentare il potere risolutivo anche in direzione Nord-Sud, si ricorre alla cosiddetta croce di Mills (dal nome del suo primo realizzatore), cioè a un sistema formato da due gruppi perpendicolari di antenne in forma di croce, allineati rispettivamente in direzione Est-Ovest e Nord-Sud. Il potere risolutivo di un tale strumento corrisponde a quello del paraboloide inscritto nell'area del quadrato di lati uguali ai bracci della croce di Mills, mentre la sensibilità è proporzionale all'area coperta dalla croce e quindi inferiore a quella del paraboloide corrispondente.

I VLBI

L'ultima generazione di sistemi interferometrici è denominata VLBI (Very Large Base Array - interferometria a lunghissima base) : si tratta di radiointerferometri le cui singole antenne sono dislocate su tutto il pianeta, o addirittura su satelliti artificiali. Poichè il potere risolutivo dei radiointerferometri dipende dalle loro dimensioni, I VLBI raggiungono livelli risolutivi elevatissimi: pochi decimillesimi di arco, mille volte superiore a quella ottenibile con i più grandi telescopi ottici, che restano comunque pesantemente limitati dal fenomeno della turbolenza atmosferica. Diversamente da quanto avviene nei radiointerferometri classici, nel VLBI le antenne riceventi del sistema non sono collegate fisicamente tra loro, via radio o via cavo. L'elaborazione dei dati avviene in due momenti. In una prima fase, i dati provenienti dal cosmo vengono ricevuti dalle antenne singole, che sono generalmente riflettori parabolici orientabili in tutte le direzioni, per inseguire il moto apparente delle radiosorgenti. I dati ricevuti vengono poi registrati, mediante nastro magnetico o calcolatori. In un secondo momento, i dati vengono elaborati da un calcolatore elettronico. La conoscenza dell'istante esatto in cui vengono registrati i vari dati è essenziale per poter mettere in relazione le varie informazioni e applicare le tecniche interferometriche. Perciò vengono utilizzati degli orologi atomici, che consentono di conoscere il momento dell'osservazione con una precisione dell'ordine dei decimi di millisecondo, permettendo di misurare le distanze con una precisione inferiore al centimetro.

La radiotelescopia amatoriale

Strumentazione e sistemi di acquisizione dei dati

Un radiotelescopio non sarebbe utile se i risultati delle sessioni di lavoro non fossero riadattati, elaborati e registrati per fornire mappe e "radio-immagini" degli oggetti celesti studiati. I sistemi di elaborazione e di registrazione delle informazioni in uso presso i centri di ricerca sono molto complessi: si tratta di processi sofisticati che eseguono funzioni specializzate, basate sull'uso di potenti elaboratori elettronici. In questi casi è difficile tracciare una linea di confine tra i sistemi di acquisizione ed elaborazione dati ed il resto dell'impianto. Nei moderni radiotelescopi, infatti, gli algoritmi di elaborazione dei segnali ricevuti sono gestiti con calcolatori e software appositi, che così diventano parte integrante non solo della fase di analisi, ma anche di ricezione dei dati.

La radioastronomia amatoriale non può avvalersi di strutture così complesse, sia per i costi che per le limitate conoscenze degli operatori. Tuttavia, grazie al personal computer e a semplici conoscenze nel campo dell'elettronica e delle telecomunicazioni, si possono raggiungere risultati comunque soddisfacenti.

L'antenna

Per ricevere i segnali è sufficiente utilizzare una antenna rudimentale, e non è necessario ricorrere alle antenne a paraboloide dei radiotelescopi professionali. I tipi di antenne più pratici e economici sono due: l'antenna a dipolo e l'antenna Yagi.

L'antenna a dipolo è formata semplicemente da un cavo verticale, che parte dal terreno e, dopo un tratto, si divide orizzontalmente in due cavi che si dirigono in direzioni opposte. Nel complesso la forma del dipolo risulta a T. Posto che l è la lunghezza d'onda da ricevere, L la lunghezza del dipolo e H la sua altezza, le sue dimensioni risultano queste:

L = l / 2 H= l / 4

Per calcolare l di un'onda elettromagnetica alla frequenza f , è necessario considerare che le onde elettromagnetiche viaggiano a una velocità v pari a quella della luce c:

v = l * f ----> l = c / f

L'antenna Yagi è adatta a ricevere frequenze nelle bande HF, VHF e UHF, e ha caratteristiche diverse rispetto al dipolo. L'antenna Yagi infatti è formata da più elementi ed è direzionale. Per questo va orientata nella direzione della sorgente radio da ascoltare, a differenza del dipolo che invece deve solo essere allineato in direzione Est-Ovest. La struttura dell'antenna è di tipo ad onda viaggiante (array end-fire), con direttività e guadagno che aumentano all'aumentare del numero di elementi che la compongono. E' formata da un elemento riflettore, situato nella parte posteriore dell'antenna, un elemento attivo alimentato, cioè un dipolo, ed uno o più elementi direttori , posti nella direzione di massima ricezione/trasmissione. La versione più semplice prevede tutti gli elementi di lunghezza pari a metà lunghezza d'onda e spaziati di un quarto d'onda.

Il debolissimo segnale ricevuto con l'antenna va poi trasportato fino al ricevitore mediante dei cavi schermati, formati da due cavi distinti: un cavo centrale, che trasporta il segnale, e un cavo esterno, che avvolge il primo senza però toccarlo, e che ha la funzione di bloccare i segnali dannosi provenienti dall'ambiente. Senza i cavi schermati, il segnale sarebbe alterato da moltissimi disturbi, diventando inutilizzabile.

Il ricevitore

Il segnale ricevuto dall'antenna viene poi amplificato e adeguatamente elaborato da un ricevitore, in modo da poter essere studiato. Per quanto riguarda i sistemi di ricezione professionali, si rimanda alla sezione sui radiotelescopi. Il sistema ricevente dei radiotelescopi risulta molto complesso, ma può essere realizzato in maniera più semplificata anche da dei semplici astrofili dilettanti. Per poter ricevere segnali provenienti dallo spazio è possibile utilizzare un semplice ricevitore in Modulazione di Ampiezza( AM). Il processo di trasmissione e ricezione delle onde radio-televisive in AM infatti è molto simile ai fenomeni che producono le onde radio extraterrestri. Nella trasmissione di segnali in AM, un'onda portante a elevata frequenza costante, dell'ordine dei Khz o Mhz, viene modificata nella sua ampiezza da un'onda a bassa frequenza, che costitisce il segnale da trasportare. In questo modo il segnale da trasmettere si traduce in variazioni dell'ampiezza dell'onda a alta frequenza. L'apparecchio ricevente deve poi eliminare l'onda a elevata frequenza e ritrasformare la variazione di intensità nell'onda a bassa frequenza originaria. Il processo che avviene in un ricevitore di un radiotelescopio è simile: vengono eliminate tutte le componenti ad alta frequenza e viene isolata un'onda singola a bassa frequenza (vedi sezione su radiotelescopi). Tuttavia per gli astronomi dilettanti non è possibile utilizzare una semplice radio AM che viene impiegata quotidianamente per ascoltare le telecomunicazioni. Infatti le trasmissioni radio pubbliche si sovrappongono al segnale proveniente dallo spazio, rendendolo indistinguibile. Inoltre le frequenze utilizzate vanno da 500 Khz a 1600 Khz. A queste frequenze i segnali provenienti dallo spazio sono bloccati dalla ionosfera, e quindi non raggiungono la terra. Per poter ricevere onde dallo spazio bisogna quindi utilizzare dei ricevitori che partano almeno da frequenze intorno ai 15 Mhz. Questi apparecchi vengono di solito impiegati dai radioamatori, in settori di lavoro o dalle forze pubbliche, e si trovano quindi ugualmente in commercio.

L'analisi dei dati

I radiotelescopi possiedono sistemi di analisi dei dati molto complessi, ma anche un astrofilo dilettante può raggiungere buoni risultati. Vi sono vari modi per analizzare i dati. Si può semplicemente ascoltare ciò che si riceve in tempo reale, ma il risultato dell'analisi è piuttosto scadente. La registrazione dei dati è più utile e più pratica per analizzare il segnale ottenuto. Può essere eseguita mediante nastro magnetico o su carta, ma il sistema migliore resta il computer. Il computer infatti si dimostra molto efficiente e pratico in questo compito. Per immettere i dati del computer si possono scegliere due vie. La prima strada consiste nell'utilizzare la scheda audio e inserire i dati sotto forma di segnale audio analogico a bassa frequenza. La seconda possibilità è quella di utilizzare una semplice interfaccia hardware esterna, che converta il segnale analogico del ricevitore in segnale digitale, e lo inserisca nel computer attraverso le porte di comunicazione seriali o parallele. Il computer poi dispone di vari programmi in grado di analizzare e registrare in tempo reale e efficacemente tutti i dati immessi. E' inoltre possibile condividere questi dati raccolti con altri astrofili attraverso s Internet, come per esempio avviene nel progetto SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence).

L'esperimento eseguito

Per verificare e capire meglio le conoscenze e le nozioni teoriche riportate in questa ricerca è stato compiuto un esperimento, che consiste nella creazione e nell'utilizzo di un piccolo radiotelescopio in grado di ricevere le onde elettromagnetiche provenienti dallo spazio. Come antenna è stato utilizzato il modello più semplice: un dipolo di lunghezza 7,5 metri e altezza dal suolo 3.75 metri. Il dipolo è stato orientato in direzione Est-Ovest, ed era costituito da semplice cavo di diametro 1 mm. L'antenna è stata collegata al ricevitore mediante cavo schermato acquistato presso un rivenditore di prodotti audio-televisivi. Il ricevitore è stato regolato su una frequenza intorno ai 20 Mhz, con una tolleranza, dovuta all'imprecisione dei suoi componenti, di circa 1 Mhz. I fenomeni registrabili a livello amatoriale sono principalmente le tempeste che si verificano su Giove e l'attività del Sole. Per poter registrare questi fenomeni, il ricevitore è stato collegato a un personal computer di tipo Pentium II 350 Mhz, e i dati sono stati acquisiti attraverso la scheda audio del computer. Il programma utilizzato è stato Radio Sky-Pipe Free Edition (Versione 1.2.14). Questo programma registra e visualizza i dati ricevuti sotto forma di grafico dell'intensità del segnale in funzione del tempo. Registrava l'intensità del segnale con una media di circa 6 volte al secondo, che talvolta poteva essere 7 o 5.

Per poter raccogliere un numero sufficiente di dati, sono state compiute registrazioni tra il 28 e il 30 Aprile 2004, con una durata massima di 4 ore e una durata minima di 2. Il programma Radio Sky-Pipe infatti registra i dati acquisiti in file che occupano piccoli spazi di memoria, e permette quindi di registrare per lunghi periodi di tempo. La traccia dei segnali registrati si è rivelata ricca di fluttuazioni e variazioni. La più interessante è quella riportata di seguito, eseguita il giorno 28 Aprile tra le 9.18 e le 9.39 ora locale. Consultando tabelle aggiornate su Internet riguardanti l'attività di Giove e del Sole, è risultato che il segnale registrato appartiene all'attività solare. Quest'ultima fase di verifica dei dati sperimentali è molto importante, in quanto è molto facile confondere comuni disturbi radio con onde provenienti dallo spazio.

Bibliografia:

Todd Nichols – Build a Yagi-Uda Antenna – University of Colorado (Spring 1992).

Enciclopedia Rizzoli Larousse 2001 - Copyright RCS Libri S.P.A.

Ugo Amaldi - Fisica: idee e esperimenti -Volume II e Volume III - Zanichelli

Massimo Crippa e Marco Fiorani - Geografia Generale - Arnoldo Mondadori Scuola

F. Falcinelli – "SUSSURRI DAL COSMO" - ed. Società Editoriale Felsinea S.r.l. (Bologna, 1997).

F. Falcinelli – "TECNICHE RADIOASTRONOMICHE" – volume in corso di pubblicazione.

Siti Internet:

www.cassiopeaonline.it

www.friulinet.org/afamstorage/Radio/Corso/Lez_1/lezione1.htm

www.geocities.com/Area51/Dimension/5189/faq_it.htm

www.sadiosky.com

http://radiojove.gsfc.nasa.gov/

gopher://solar.sec.noaa.gov/00/indices/events/20040427events%09%09%2B

gopher://solar.sec.noaa.gov/00/indices/events/README%09%09%2B







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