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In Italia ci sono due antenne EVN da 32 m, una a Medicina (Bologna) e una a Noto (Sicilia). In un futuro prossimo, entrerà a fare parte di questa rete.

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1 In Italia ci sono due antenne EVN da 32 m, una a Medicina (Bologna) e una a Noto (Sicilia). In un futuro prossimo, entrerà a fare parte di questa rete VLBI europea anche SRT (acronimo di Sardinia Radio Telescope), in costruzione a S.Basilio, che sarà una delle antenne più grandi del network, con massima efficienza intorno alla frequenza di 30 GHz. In particolare, SRT permetterà di realizzare una VLBI italiana con 3 antenne, il numero minimo per produrre una buona mappa radioastronomica utilizzando la tecnica radio-interferometrica. La tecnica interferometrica VLBI (acronimo per Very Long Baseline Interferometry) utilizza telescopi disposti su distanze intercontinentali. La caratteristica che contraddistingue tale tecnica è che le varie stazioni compiono osservazioni indipendenti senza alcuna comunicazione in tempo reale (per la quale sarebbero necessarie delle connessioni via cavo o via radio). Ad ogni stazione, i segnali astronomici sono registrati su nastri magnetici e vengono poi spediti ad una postazione centrale, dove la combinazione dei segnali delle diverse stazioni è eseguita da un dispositivo chiamato correlatore. Ad ogni stazione il tempo è misurato da un orologio atomico estremamente accurato (entro il nanosecondo), essenziale per ricombinare in fase i segnali di due stazioni. Utilizzando come distanza massima il diametro della terra (B 10 4 km), si ottiene una risoluzione massima di 300 microarcsec (circa pari alla decimilionesima parte di 1 grado!). Per avere un'idea, corrisponderebbe al diametro angolare di un'arancia a Los Angeles vista da Roma! Interferometria a lunghissima linea di base con SRT L'Interferometria in Radioastronomia Un problema che i radiotelescopi condividono con i telescopi ottici è la necessità di una risoluzione angolare sempre migliore, cioè la capacità di distinguere maggiori dettagli nell'osservazione di una sorgente radioastronomica. La risoluzione di un radiotelescopio di diametro D è \D, dove è la lunghezza d'onda della radiazione cosmica ricevuta. Per = 1 cm (lunghezza d'onda tipica nella banda radio) e D = 100 m (il diametro del più grande radiotelescopio del mondo) si ottiene una risoluzione pari a 20 (circa pari al diametro angolare della luna vista dalla Terra), contro 1 dei migliori telescopi ottici terrestri. Per raggiungere alle frequenze radio la stessa risoluzione ottenuta nell'ottico, non potendo costruire parabole di dimensioni proibitive per ovvi motivi tecnici, si è pensato di utilizzare diversi radiotelescopi di piccole dimensioni che sfruttano il fenomeno fisico dell'Interferenza tra onde elettromagnetiche. In pratica, combinando la radiazione ricevuta da due radiotelescopi a distanza B si ottiene la stessa risoluzione di un singolo telescopio di diamentro B. Onde aumentare il potere risolutivo è sufficiente aumentare la distanza B (in principio fino a distanze dell'ordine del diametro terrestre). Il network italiano, grazie ad SRT, permetterà osservazioni flessibili nel tempo, ottime per studiare sia i primi istanti di vita che i processi finali di evoluzione delle stelle, e la dinamica del gas intorno a buchi neri. Radiotelescopio di Noto (32 m) Radiotelescopio di Medicina (32 m) Radiotelescopio di S. Basilio (64 m) Principi della tecnica VLBI Network VLBI europeo VLBI Italiana con SRT B Very Long Baseline Interfero- metry Vi sono attualmente due reti VLBI nel mondo. Il VLBA (acronimo di Very Long Baseline Array) negli USA, che consiste di 10 telescopi identici, e lEVN (acronimo di European VLBI Network), che consiste in un consorzio di 14 Istituti europei che gestiscono 18 radiotelescopi diversi sparsi attraverso tutta lEuropa (quello italiano è l'IRA, acronimo per Istituto di Radioastronomia), a cui si aggiungono 2 antenne Cinesi. Il VLBA e lEVN collaborano per costituire una rete mondiale, con una linea di base confrontabile col diametro terrestre. Per informazioni su SRT: Per informazioni: Luca Moscadelli & Andrea Tarchi – INAF, Osservatorio Astronomico di Cagliari Ciriaco Goddi – Dipartimento di Fisica, Università di Cagliari


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