2. Campionamento del piano focale Una sorgente puntiforme in asse produce al centro del piano focale una figura di diffrazione. L’intensità del campo elettromagnetico nel lobo delle figura di diffrazione principale induce nel feed delle correnti che sono poi amplificate nel ricevitore… Feed al centro del piano focale Una sorgente puntiforme fuori asse produce sul piano focale una figura di diffrazione fuori centro. Se disponessimo di un feed posizionato fuori centro, potremmo misurare la radiazione proveniente da questa sorgente fuori asse. Feed fuori centro Se potessimo disporre di tanti feed sul piano focale, potremmo osservare tante sorgenti con una singola osservazione, senza cioè dovere “spazzolare” la regione di cielo con tanti puntamenti adiacenti

f/0.4 f/1.2 Da un punto di vista puramente geometrico, una focale corta offre un campo di vista più largo, ma…

Deformazione di coma  (D/F)2×

Deformazione di coma  (D/F)2×

Deformazione di coma  (D/F)2×

Siccome la deformazione di coma aumenta come (D/F)2 x , il campo di vista non distorto è molto più ampio con focali lunghe ma… 1 mt sul piano focale 3 mt sul piano focale !!

Come scegliere la focale ottimale ? Focale corta (fuoco primario) Vantaggi: Feed piccoli Poco bloccaggio Svantaggi: Distorsione di coma Spillover Focale lunga (fuoco secondario) Vantaggi: Poca deformazione Poco spillover Svantaggi: Feed di grandi dimensioni Bloccaggio significativo

I ricevitori “multibeam” Un esempio moderno: I ricevitori “multibeam”

Parkes 64 mt dish f/0.4  = 21 cm

Riassumendo: il limite intrinseco della scarsa risoluzione angolare è risolto brillantemente con l’interferometria e la sintesi d’apertura Il limite intrinseco della difficoltà di campionare il piano focale può essere risolto con l’uso dei ricevitori multibeam

3. Cambio di frequenza Occorrono diversi ricevitori L’intervallo di frequenza della banda radio è molto ampio Occorrono diversi ricevitori Occorre un cambio rapido

Requisiti per un radiotelescopio versatile, di concezione moderna Strumentazione VLBI Varie posizioni focali Larga banda (0.3 – 100 GHz) Cambio ricevitori automatico

Schema ottico di S R T F1 f/0.37 0.3 – 1.5 GHz F2 f/2.3 5.0 – 100 GHz

La superficie attiva consente ottime prestazioni fino a100 GHz (3 mm) 1008 panelli

Solo due radiotelescopi al mondo usano la superficie attiva GBT 100 mt (USA) Noto 32 mt (Italy)

Sistema di controllo della temperatura in SRT

Disposizione dei sensori di pressione

Sistema di controllo della superficie attiva tramite l’uso di un modello meccanico agli elementi finiti Dati di temperatura in tempo reale Dati di pressione in tempo reale Dati di puntamento dell’antenna Attuatori meccanici superficie attiva Modello meccanico di SRT Tabelle di correzione Il progetto prevede anche l’uso di sistemi laser per il controllo della struttura

Impianti radioastronomici del futuro

LOFAR The Low Frequency Array 400 km LOFAR The Low Frequency Array 100 Stazioni (10-240 MHz) su un’area di 400 km di diametro 100 antenne per stazione Multibeam simultanei Conversione A/D: 20 Tbits/sec

ALMA Atacama Large Millimetre Array 64 antenne da 12mt Baseline fino a 10 km 70  900 GHz

SKA The Square Kilometre Array