RADIOTELESCOPI

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

La Radioastronomia è una branca recente dell'astronomia nata agli inizi del 1900. Le frequenze d'interesse sono tra pochi MHz (100 m) a circa 300 GHz (1 mm), una grande banda se paragonata a quella ottica. Il limite a bassa frequenza è dato dall'opacità della ionosfera metre quello ad alta frequenza è dovuto all'assorbimento da parte dell'ossigeno e del vapore d'acqua nella bassa atmosfera. La prima osservazione di emissione radio dallo spazio è stata fatta dall'americano Jansky nel 1932 mentre studiava i disturbi radio causati dai temporali alla frequenza di 20.5 MHz. Jansky scoprì una emissione radio di origine sconosciuta che poi identificò come proveniente dal centro della Via Lattea. Da quel momento la radio astronomia si sviluppò rapidamente e ha dato un grande contributo per la conoscenza dell'Universo. Le osservazioni sono fatte sia nel continuo (radioastronomia a banda larga) che per linee spettrali (radio spettroscopia) . Molte delle nostre conoscenze riguardo la struttura della Via Lattea provengono dalle osservazioni radio della linea di emissione a 21 cm dell'idrogeno neutro e, più recentemente, della linea a 2.6 mm della molecola di monossido di carbonio. Grazie alla radioastronomia si sono scoperte le stelle pulsar e le stelle quasar.

Un radiotelescopio capta la radiazione grazie ad un'antenna e questa poi è trasformata in un segnale elettrico da un ricevitore chiamato radiometro. Questo segnale è poi amplificato, integrato e l'uscita poi è digitalizzata e registrata all'inteno di un computer per poter essere studiata. Poichè il segnale captato è molto debole bisogna avere dei ricevitori molto sensibili. Questi sono spesso raffreddati per minimizzare il rumore termico che potrebbe coprire il segnale. Solitamente la struttura di un radiotelescopio, per le altre frequenze, è molto simile a quella di un telescopio ottico a riflessione, mentre per basse frequenze le antenne sono solitamente dei dipoli o, per aumentare la risoluzione, delle matrici di dipoli con numerosi elementi dipolari, in modo simile alle antenne TV. Se si usa la struttura ad antena parabolica a bassa frequenza (grandi lunghezze d'onda), la superficie di questa non deve essere solida perchè i fotoni di grande lunghezza d'onda non riescono a risolvere i piccoli buchi e quindi è adoperata una superficie fatta con una rete metallica. In ogni caso per assicurare una amplificazione corente del segnale le irregolarità dell'antenna devono essere minori di 1/10 della lunghezza d'onda captata.

La principale differenza tra un radiotelescopio e un telescopio ottico è il modo con viene registrato il segnale. I radiotelescopi non forniscono immagini in un oculare, invece, un' antenna a tromba corrugata (feed horn) che è posta nel fuoco dell'antenna parabolica trasferisce un segnale al ricevitore. L'informazione della lunghezza d'onda e la fase è tuttavia conservata.

Il potere risolvente di un radiotelescopio, θ, come nel caso ottico, è dato dalla formula:

θ λ D

con λ la lunghezza d'onda e D il diametro dell'apertura. Poichè il rapporto tra la lumghezza d'onda radio e quella visibile è dell'ordine di 10000, le radio antenne, per avere un potere risolvente confrontabile a quello ottenuto con i telescopi ottici, dovrebbero avere un diametro di parecchi km. Per molto tempo lo scarso potere risolvente dei radiotelescopi, anche usando strutture molto grandi, è stato il principale svantaggio delle osservazioni radioastronomiche. Il più grande radiotelescopio per ora in servizio ha una risoluzione di 5" e opera solo alle più alte frequenze. Migliorare la risoluzione aumentando le dimensioni è molto difficile anche perchè abbiamo praticamente già raggiunto i limiti costruttivi.

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Nel 1891 Michelson usò un interferometro per finalità astronomiche. Ma mentre l'uso di un interferometro è molto difficile nelle lunghezze d'onda ottiche risulta molto più semplice nel caso delle frequenze radio. Per realizzare un interferometro occorrono almeno due antenne accoppiate. Lo spazio tra le antenne, D, è chiamato linea di base (baseline). Assumiamo che i radiotelescopi sono orientati in modo che la direzione di osservazione è perpendicolare alla linea di base. Allora la radiazione arriva con la stessa fase ad ogni radiotelescopio e se i segnali vengono sommati otterremo un segnale doppiamente intenso. Tuttavia, a causa della rotazione della Terra, se si fissa un oggetto astronomico, nel tempo cambia la fase tra i segnali captati dai due radiotelescopi. Risulta allora una figura di interferenza. La distanza angolare fra due massimi è data da: θ = λ D dove θ è l'angolo tra la linea di base e la direzione di osservazione. La risoluzione dei due radiotelescopi allora è equivalente a quella di un radiotelescopio di diametro D. Se la sorgente non è puntiforme le radiazioni emesse da diversi punti della sorgente non arrivano in fase alle antenne. In questo caso il minimo di interferenza non sarà zero ma avrà un n valore positivo Pmin, e il massimo di interferenza non sarà l'ampiezza doppia ma un valore Pmax. Il rapporto: P max P min P max + P min fornisce una misura delle dimensioni della sorgente. 2
Informazioni più accurate sulla struttura della sorgente possono essere ottenute variando lo spazio tra le antenne , ovvero muovendole una rispetto l'altra. La tecnica è chiamata interferometria a sintesi d'apertura.

In figura a destra è illustrata la tecnica della sintesi d'apertura. I telescopi possono essere spostati entro un segmento. Se i telescopi sono posti all'estremità l'interferenza dei segnali ricevuti produce il cerchio AB (o un'ellisse a seconda della posizione della sorgente rispetto la verticale in base alla rotazione della Terra) attorno al sorgente. Se si varia la distanza tra i telescopi si producono altri cerchi e, si mettono insieme tutti questi dati si riesce a d avere un'immagine dettagliata della sorgente. Questa tecnica è importante per le sorgenti estese come le galassie perchè permette di studiarle in dettaglio.

Un tipico telescopio a sintesi d'apertura consiste in un telescopio fisso e un certo numero di telescopi mobili solitamente collocati nella direzione Est-Ovest e sono molto comuni le configurazioni a T e a Y

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4 Il più efficiente telescopio a sintesi d'apertura è il VLA (Very Large Array) in New Mexico che consiste di 27 antenne parabolice di 25 m di diametro in configurazione Y. Ancora più alta risoluzione è ottenuta con la tecnica VLBI (Very Long Baseline Interferometry) in cui lo spazio delle antenne è limitato solo dalle dimensioni della Terra. Infatti un telescopio VLBI usa le antenne esistenti in tutta la Terra anche in diversi continenti che puntuano tutti insieme alla stessa sorgente. In questo caso i segnali registrati sono sincronizzati in modo preciso con orologi atomici. Con questa tecnica è possibile ottenere una risoluzione di 0.0001".