Introduzione alla Radioastronomia

p= 8.97 Ne KHz (Ne = densità degli elettroni liberi in cm-3) 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 Ne KHz (Ne = densità degli elettroni liberi in cm-3) Limite ad alta frequenza: ~600 GHz ( ~0.5 mm). In questo caso l’assorbimento è dovuto alla presenza di bande di assorbimento rotazionale nelle molecole presenti nella troposfera (la parte più bassa dell’atmosfera terrestre, circa 8 km).

I problemi osservativi della radioastronomia: Risoluzione angolare Campionamento del piano focale Cambio di frequenza

Risoluzione angolare ~ /d Sistema Ricevente feed Piano focale

Sorgente puntiforme a distanza infinita Figura di diffrazione (sorgente in asse) Offset in posizione  Feed Risposta del sistema riflettore-feed -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 Offset in posizione 

La quantità B, misurata in questo caso in: watt m-2 Hz-1 rad-2 Brillanza Consideriamo la radiazione elettromagnetica che incide dal cielo su una superficie piana A 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, m2 d= d sin d angolo solido, rad2 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(, , ) z sin d d dA  d= d sin d A y  x

Distribuzione di Brillanza e pattern d’antenna 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 Ae  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 un’antenna risponde solo a una componente della polarizzazione. Se la Brillanza B è costante: w = ½ Ae Bc  Pn(,) d watt Hz-1 w = ½ Ae Bc A dove A è l’angolo solido del beam Distribuzione di brillanza d Pattern d’antenna Pn (,)  Lobo principale Lobi secondari  Apertura efficace A e dell’antenna  Il pattern d’antenna normalizzato Pn è una misura della risposta dell’antenna in funzione degli angoli  e . E’ normalizzata a 1 e non ha dimensioni. Nel caso di un’antenna, sostituisce il termine cos, utilizzato in precedenza per tenere conto della componente della superficie di raccolta perpendicolare alla direzione di incidenza della radiazione. 

definisce la densità di flusso S L’integrale della Brillanza (,) esteso all’angolo 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 (rad2) S = densità di flusso (watt m-2 Hz-1) La densità di flusso e si misura in Jansky: 1 Jy = 10-26 watt m-2 Hz-1 source

Rappresentazioni del pattern d’antenna 1 Pn()  Half-pwer beam width Half-pwer beam width Lobo principale  0 db -3 db Lobi secondari -10 db 0.125 0.25 0.375 0.5 -20 db Coordinate polari P(), e scala di potenza lineare Coordinate rettangolari P(), e scala di potenza in decibel

Pattern d’antenna in coordinate rettangolari e scala di potenza lineare Half-pwer beam width (HPBW) 

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 Rayleigh-Jeans Log B Planck log log

w = ½ Ae  B (,) Pn(,) d watt Hz-1 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 R T dove: k = costante di Boltzmann (1.38 10-23 joule K-1) T = temperatura °K Se sostituiamo la resistenza R con un’antenna 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 l’antenna sta ricevendo la radiazione, cioè: w = ½ Ae  B (,) Pn(,) d watt Hz-1 Se immaginiamo di chiudere l’antenna in una scatola nera a temperatura T, la Brillanza sarà costante in tutte le direzioni, e nell’approssimazione si Rayleigh-Jaens: Bc = 2kT/2 w = (kT/2)Ae A ma: AeA = 2 w = kT T w

T T (a) (b) (c) R T w = kT w = kT w = kT Pattern d’antenna T R T T w = kT w = kT w = kT Sebbene nel caso di un’antenna racchiusa in una scatola nera, la temperatura della struttura stessa dell’antenna è T, occorre rendersi conto che non è la temperatura della struttura dell’antenna che determina la temperatura della resistenza radiativa R dell’antenna. Questa è determinata dalla temperatura della regione emittente che l’antenna vede attraverso il suo pattern direzionale. La temperatura della resistenza radiativa si chiama temperatura d’antenna TA

Sensibilità: minima temperatura rivelabile La minima temperatura rivelabile da un radiotelescopio è data da: Tmin = Trms = dove: Tmin = minima temperatura rivelabile Trms = rms della temperatura di sistema Tsys Tsys = temperatura di sistema (TA + Tr + Tloss)  = larghezza di banda t = intervallo di tempo di integrazione n = numero di record mediati Tsys   t n

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

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

Come risolvere il problema della risoluzione angolare: Interferometria e sintesi d’apertura

+ Baseline D Sorgente puntiforme a distanza infinita Baseline Fronte d’onda Offset in posizione  Baseline D + /D Baseline Offset in posizione  Ritardo t

a) A’ A B B’ b)

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

Alcuni esempi di sistemi interferometrici

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

1 arcmin 4.9 GHz 0.4 arcsec resolution 4.9 GHz 0.4 arcsec resolution 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. 8 GHz 0.3 arcsec resolution 1.4 GHz 1.4 arcsec resolution 1.4 GHz 5 arcsec resolution

The elliptical galaxy NGC 4261 HST RADIO

VLA observations of the Radiogalaxy NGC326 1.4 GHz (A+C array) 5 arcsec 1.4 GHz (A array) 1 arcmin

The most distant radiogalaxy known TN J0924-2201 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 5 arcsec 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.

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

Riassumiamo questi primi concetti La Radioastronomia si occupa dell’osservazione di corpi celesti nella banda radio ( = 10 m  mm) Uno dei limiti intrinseci di un radiotelescopio: La risoluzione angolare Interferometria e Sintesi d’Apertura

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