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Introduzione alla Radioastronomia. La finestra radio Limite a bassa frequenza: ~ 15 MHz ( ~ 20 m). Gli elettroni liberi nella ionosfera assorbono sostanzialmente.

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1 Introduzione alla Radioastronomia

2 La finestra radio Limite a bassa frequenza: ~ 15 MHz ( ~ 20 m). Gli elettroni liberi nella ionosfera assorbono sostanzialmente la radiazione elettromagnetica, se la frequenza è al di sotto della frequenza di plasma: p = 8.97 N e KHz (N e = densità degli elettroni liberi in cm -3 ) Limite ad alta frequenza: ~ 600 GHz ( ~0.5 mm). In questo caso lassorbimento è dovuto alla presenza di bande di assorbimento rotazionale nelle molecole presenti nella troposfera (la parte più bassa dellatmosfera terrestre, circa 8 km).

3 I problemi osservativi della radioastronomia : 1.Risoluzione angolare 2.Campionamento del piano focale 3.Cambio di frequenza

4 1. 1. Risoluzione angolare Sistema Ricevente feed Piano focale ~ /d

5 Sorgente puntiforme a distanza infinita Feed Figura di diffrazione (sorgente in asse) Offset in posizione Risposta del sistema riflettore-feed

6 Brillanza Consideriamo la radiazione elettromagnetica che incide dal cielo su una superficie piana A A dA z d sin d d = d sin d x y La potenza infinitesima dW incidente su un elemento di superficie dA da un angolo solido d è data da: dW = B cos dA d d watt dove: cos dA = proiezione di dA sul piano ortogonale alla direzione di incidenza, m 2 d = d sin d angolo solido, rad 2 d = elemento infinitesimo di banda, posizionato a una data frequenza, Hz La quantità B, misurata in questo caso in: watt m -2 Hz -1 rad -2 è la Brillanza del cielo alla posizione (, ) cioè la potenza ricevuta per unità di area, per unità di angolo solido, per unità di banda In generale quindi: B = B(,, )

7 Distribuzione di Brillanza e pattern dantenna d Distribuzione di brillanza Apertura efficace A e dellantenna Pattern dantenna P n (, ) Lobo principale Lobi secondari La brillanza è in generale funzione della direzione: B=B(, ). Quindi la potenza spettrale ricevuta da un certo angolo solido è in questo caso: w = ½ A e B (, ) Pn(, ) d watt Hz -1 dove il termine ½ tiene conto che per una radiazione di natura non polarizzata, solo metà della potenza sarà ricevuta, dato che unantenna risponde solo a una componente della polarizzazione. Se la Brillanza B è costante: w = ½ A e B c Pn(, ) d watt Hz-1 w = ½ A e B c A dove A è langolo solido del beam Il pattern dantenna normalizzato P n è una misura della risposta dellantenna in funzione degli angoli e. E normalizzata a 1 e non ha dimensioni. Nel caso di unantenna, sostituisce il termine cos, utilizzato in precedenza per tenere conto della componente della superficie di raccolta perpendicolare alla direzione di incidenza della radiazione.

8 Lintegrale della Brillanza (, ) esteso allangolo solido della sorgente: S = B(, ) d definisce la densità di flusso S B(, ) = Brillanza (watt m -2 Hz -1 rad -2 ) d = sin d d (rad 2 ) S = densità di flusso (watt m -2 Hz -1 ) La densità di flusso e si misura in Jansky: 1 Jy = watt m -2 Hz -1 source

9 Rappresentazioni del pattern dantenna P n ( ) 1 Lobo principale Lobi secondari Coordinate polari P( ), e scala di potenza lineare 0 db -10 db -20 db -3 db Half-pwer beam width Half-pwer beam width Coordinate rettangolari P( ), e scala di potenza in decibel

10 Pattern dantenna in coordinate rettangolari e scala di potenza lineare Half-pwer beam width (HPBW)

11 Radiazione di corpo nero: approssimazione di Rayleigh-Jeans A frequenze radio, si ha tipicamente: h kT e questo riduce la formula di Planck della Brillanza del corpo nero a: B = 2kT/ 2 Quindi, a frequenze radio, la Brillanza è proporzionale alla Temperatura: B T log log Log B Planck Rayleigh-Jeans

12 Temperatura di rumore Sappiamo che la potenza di rumore per unità di banda disponibile ai capi di una resistenza R a temperatura T e data da: w = kT watt Hz -1 dove: k = costante di Boltzmann ( joule K -1 ) T = temperatura °K RTRT Se sostituiamo la resistenza R con unantenna che presenta ai suoi terminali la stessa impedenza R, la potenza di rumore disponibile ai suoi capi sarà quella dovuta alla Brillanza corrispondente alla temperatura T della regione da cui lantenna sta ricevendo la radiazione, cioè: w = ½ A e B (, ) P n (, ) d watt Hz -1 Se immaginiamo di chiudere lantenna in una scatola nera a temperatura T, la Brillanza sarà costante in tutte le direzioni, e nellapprossimazione si Rayleigh- Jaens: B c = 2kT/ 2 w = (kT/ 2 )A e A ma: A e A = 2 w = kT T w

13 T RTRT T Pattern dantenna w = kT (a) (b) (c) Sebbene nel caso di unantenna racchiusa in una scatola nera, la temperatura della struttura stessa dellantenna è T, occorre rendersi conto che non è la temperatura della struttura dellantenna che determina la temperatura della resistenza radiativa R dellantenna. Questa è determinata dalla temperatura della regione emittente che lantenna vede attraverso il suo pattern direzionale. La temperatura della resistenza radiativa si chiama temperatura dantenna T A

14 Sensibilità: minima temperatura rivelabile La minima temperatura rivelabile da un radiotelescopio è data da: T min = T rms = dove: T min = minima temperatura rivelabile T rms = rms della temperatura di sistema T sys T sys = temperatura di sistema (T A + T r + T loss ) = larghezza di banda t = intervallo di tempo di integrazione n = numero di record mediati T sys t n

15 Alcuni esempi di radiotelescopi Medicina, 32mt Arecibo, Porto Rico, 300mt Jodrell Bank, UK 70mt Medicina, Croce del Nord ~ 30 arcmin (21 cm) ~ 4 arcmin x 2° (70 cm) ~ 13 arcmin (21 cm) ~ 3 arcmin (21 cm)

16 Mappa della Via Lattea in coordinate galattiche (falsi colori) = 70 cm (408 MHz); A=70m ~ 40 arcmin

17 Come risolvere il problema della risoluzione angolare: Interferometria e sintesi dapertura

18 Sorgente puntiforme a distanza infinita Fronte donda + Offset in posizione Baseline D Ritardo t Baseline /D

19

20 A A B B a) b)

21 Merlin (UK) 10hr N-S 3hr E-W 3hr E-W 10hr M82

22 Alcuni esempi di sistemi interferometrici

23 VLA (Very Large Array) Configurations: A 21.0 km B 6.4 km C 1.9 km D 0.6 km

24 A unified model of Active Galactic Nuclei (AGN), accounts for the features observed in Radiogalaxies (often identified with elliptical galaxies), in Quasars (which are also found at the center of spirals), and Seyfert galaxies. 4.9 GHz 0.4 arcsec resolution 1.4 GHz 5 arcsec resolution 1.4 GHz 1.4 arcsec resolution 1 arcmin 8 GHz 0.3 arcsec resolution

25 HST RADIO The elliptical galaxy NGC 4261

26 VLA observations of the Radiogalaxy NGC GHz (A+C array) 1.4 GHz (A array) 5 arcsec 1 arcmin

27 The most distant radiogalaxy known TN J at z = 5.19 VLA contour map at 4.8 GHz, superimposed on a near-IR image obtained at Keck-I telescope Spectroscopic observations made at Keck-I telescope show a redshift z = 5.19 At a redshift of 5.19 (nearly 11 billion light years from Earth, back in time ~90% of the age of the Universe), the radio galaxy is very young and still forming through merging of smaller galaxy components. 5 arcsec

28 The European VLBI Network (EVN) Imaging the expansion of a SNR shell in the M82 galaxy, at 12 million light-year distance

29 Riassumiamo questi primi concetti La Radioastronomia si occupa dellosservazione di corpi celesti nella banda radio ( = 10 m mm) Uno dei limiti intrinseci di un radiotelescopio: La risoluzione angolare Interferometria e Sintesi dApertura

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31 Un altro limite intrinseco di un radiotelescopio: la difficoltà di campionare il piano focale


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