Parole chiave:\u00a0<\/em>Osservazioni solari.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n 1. INTRODUZIONE<\/strong><\/p>\n Il primo articolo di fisica radio solare fu pubblicato nel 1944 (Reber, 1944). Successivamente \u00e8 nata la fisica radio del sole. In seguito a questo sviluppo, diversi libri interessanti che introducono la fisica radio solare hanno mantenuto lo slancio nel campo (Kundu, 1965; Kruger, 1979; Kundu e Gergely, 1980; McLean e Labrum, 1985). Per gli studi di radioastronomia solare, le eclissi totali o parziali offrono grandi opportunit\u00e0 per le osservazioni radio solari. Le osservazioni radio solari dipendono principalmente dal tempo. Inoltre, nel 1958, 1968, 1980 e 1987 in Cina sono state effettuate numerose osservazioni di eclissi radio solare e i risultati sono stati brevemente introdotti (Liu e Fu, 1998). Il 3 novembre 1994, per la prima volta a Chapeco, in Brasile, sono state effettuate osservazioni radio ad alta risoluzione spettrale e temporale dell’eclissi solare (Sawant et al., 1997), \u00e8 stato osservato e registrato un illuminamento asimmetrico dei bordi a 1,5 GHz. Inoltre, grazie al progresso tecnologico, la sensibilit\u00e0 per i sistemi di back-end \u00e8 molto migliorata in modo da poter ottenere facilmente la mappatura bidimensionale del sole radio. Di recente, uno dei risultati interessanti \u00e8 stato pubblicato utilizzando un telescopio prodotto nel Regno Unito presso l’Universit\u00e0 di Baghdad (Jallod and Abood, 2019). Tuttavia, gli eccellenti risultati per le bande di onde radio centimetriche possono essere attribuiti all’ampio studio di Goldstone Apple Valley Radio Telescope Observations (Velusamy et al., 2020). Da questo studio, le osservazioni ottenute hanno fatto ritenere che l’emissione radio avesse origine nella cromosfera e nella corona; inoltre, hanno ottenuto le temperature di brillanza della sorgente e le dimensioni angolari in funzione della frequenza. Questi risultati sono stati resi noti in termini di meccanismo di girosonanza attraverso la regione attiva del Sole.<\/p>\n L’eclissi solare \u00e8 un evento raro ed attraente che si verifica 2-5 volte all’anno. Gli astronomi ottici di solito studiano le caratteristiche solari che si verificano nella fotosfera, nella cromosfera e nella corona. Abbiamo combinato le osservazioni radio per le eclissi solari del 2019 e del 2020 utilizzando 3 piccoli radiotelescopi a Hong Kong. I risultati sono stati sottoposti a controlli incrociati per identificare eventuali discrepanze. Le date delle osservazioni sono rispettivamente il 26 dicembre 2019 e il 21 giugno 2020.<\/p>\n Questo studio ha tre obiettivi. In primo luogo, ottenere la variazione temporale della mappatura spaziale bidimensionale radio delle eclissi solari. In secondo luogo, ottenere le curve temporali della densit\u00e0 del flusso radio totale (analogia alla curva di luce in radio). Infine, verificare se la banda radio dei 21 cm pu\u00f2 rivelare propriet\u00e0 fisiche delle eclissi solari attraverso l’analisi delle eclissi radio storiche mondiali. Questo documento \u00e8 anche una raccolta di osservazioni radio storiche a Hong Kong, che renderanno fattibili ulteriori studi di confronto traHong Kong e altri paesi. L’Italia, in cui ha sede l’azienda PrimaLuceLab, produttore dei nostri radiotelescopi, sarebbe la prima della nostra lista, poich\u00e9 lo stesso sistema di radiotelescopi SPIDER 300A \u00e8 installato anche presso il National osservatorio radio\u00a0di Bologna.<\/p>\n <\/p>\n 2. OSSERVAZIONE<\/strong><\/p>\n Eclissi solare parziale il 21 giugno 2020 (magnitudo 0,89, area massima eclissata 86,08%)<\/p>\n Le osservazioni radio dell’eclisse sono state registrate il 21 giugno 2020 al Ho Koon Astronomical Center (qui HKAC, Longitudine: 114\u00b0 6\u2032 29.3076\u2032\u2032E, Latitudine: 22\u00b0 23\u2032 1.644\u2032\u2032N, Elevazione:149m), Stanley Ho Astronomical Observatory (qui SHAO, Longitudine: 114\u00b0 13\u2032 24.0414\u2032\u2032E, Latitudine: 22\u00b0 14\u2032 32.2362\u2032\u2032N, Elevazione: 4.6 m), e Physics Building Dome della University of Hong Kong (qui HKU, Longitudine: 114\u00b0 8\u2032 23.262\u2032\u2032E, Latitudine: 22\u00b0 13\u2032 59.7\u2032\u2032N, Elevazione: 120 m), respectively.<\/p>\n Small Radio Telescope (SRT), sviluppato dal MIT Haystack Observatory, \u00e8 stato utilizzato in HKAC. SRT \u00e8 centrato a 1.420 MHz con del fascio a met\u00e0 potenza (HPBW) di 7 gradi. Invece i radiotelescopi SPIDER 300A, sviluppati dalla societ\u00e0 PrimaLuceLab, sono stati utilizzati sia in SHAO che in HKU. I radiotelescopi sono stati ottimizzati a 1.420 MHz con HPBW di 4,03 gradi. I diametri dei radiotelescopi che abbiamo utilizzato in SHAO, HKU e HKAC sono rispettivamente di 3 m, 3 m e 2,3 m con le rispettive larghezze di banda a 50 MHz, 50 MHz e 50 kHz. La cosiddetta “mappatura bidimensionale on-the-fly” utilizzata allo SHAO \u00e8 in effetti una modalit\u00e0 di spostamento orizzontale dell’antenna da sinistra a destra. Una volta che l’antenna ha completato la mappatura della prima fila, si sposta verso il basso e inizia la fila successiva. Questa modalit\u00e0 di movimento della scansione orizzontale e di una riga verso il basso continuer\u00e0 e si ripeter\u00e0 fino a quando l’area di cielo designata non sar\u00e0 stata completamente scansionata.<\/p>\n Il “metodo on-off” prevede che l’antenna viene azionata per scansionare l’area voluta di cielo in modo che il feed sia allineato al target “on” per un periodo di tempo, occasionalmente il feed viene fatto puntare in un’area “off” per un altro periodo di tempo per ottenere il segnale di fondo. Questo \u201cmetodo on-off\u201d viene adottato ripetutamente durante il tempo di osservazione per garantire la corretta ricezione dei segnali e dei “rumori”.<\/p>\n All’HKAC e all’HKU \u00e8 stato utilizzato il metodo di tracciamento sempre on-source, mentre allo SHAO \u00e8 stato applicato il metodo di mappatura bidimensionale al volo, che ci ha permesso di ottenere la mappatura della variazione temporale del Sole radio durante l’eclissi, che sar\u00e0 poi presentata come diagrammi di sequenza nella sezione successiva. Il Sole \u00e8 stato mappato con una griglia 7 \u00d7 7 che copre 10 \u00d7 10 gradi2 e con uno step di 1,6 gradi. Il tempo di integrazione per ciascuna griglia \u00e8 stato di 1 secondo. Tutte le registrazioni dei dati sono state salvate nel formato FITS standard.<\/p>\n <\/p>\n 3. RIDUZIONE DATI<\/strong><\/p>\n Notiamo che il sistema di calibrazione di SPIDER 300A \u00e8 ancora in fase di sviluppo al momento della stesura di questo manoscritto, durante l’analisi sono state utilizzate unit\u00e0 arbitrarie e variazioni percentuali. Poich\u00e9 il telescopio stava scansionando la superficie del Sole, gli offset tra l’asse del telescopio e il Sole in azimuth ed elevazione in ogni momento variavano continuamente. Queste funzioni di offset del tempo possono essere recuperate dagli\u00a0header fits. Possiamo quindi scalare la potenza ricevuta, che diminuisce con la distanza dal centro dell’asse, rispetto a ciascun canale in base al profilo del beam. Le potenze scalate sono state sommate dopo aver contrassegnato canali particolari che erano gravemente inquinati dalle interferenze locali. Assumiamo che lo spettro dell’energia solare sia regolare e senza forti emissioni in una particolare frequenza, in modo che la riduzione di alcuni canali non influisca in modo significativo sul risultato se consideriamo solo le variazioni percentuali di potenza durante le eclissi. Poich\u00e9 il nostro sistema SPIDER 300A \u00e8 un radiotelescopio economico, le piccole deviazioni date dai componenti elettronici erano inevitabili. Durante l’osservazione, abbiamo utilizzato diversi valori di guadagno sia per la polarizzazione sinistra che per quella destra in modo da ridurre al minimo la deviazione. <\/p>\n 4. DISCUSSIONE<\/strong><\/p>\n Per questo studio, abbiamo raggiunto i 3 obiettivi principali menzionati nella sezione Introduzione. Quindi, per questa discussione, faremo riferimento a questi 3 obiettivi per procedere con una considerazione dettagliata.<\/p>\n Variazione temporale della mappatura spaziale bidimensionale radio delle eclissi solari<\/em><\/p>\n Il diagramma a falsi colori della mappatura bidimensionale \u00e8 stato creato utilizzando i dati non calibrati di SPIDER 300A a 1,42 GHz in unit\u00e0 arbitrarie dell’eclissi del 2020 ripresi allo SHAO. La posizione dello SHAO \u00e8 nella valle del bacino idrico di Tai Tam, dove una collina blocca il lato ovest del cielo, l’ultima ora dell’eclissi del 2020 non \u00e8 stata registrata. Fortunatamente sono stati ottenuti i diagrammi di sequenza che mostrano il primo contatto, le fasi parziali e l’eclissi massima dell’eclissi solare parziale. Si ricorda che si trattava di un’eclissi solare parziale di 0,89 invece dell’eclissi solare totale. Il risultato della mappatura \u00e8 mostrato nella Figura 1. La Figura 1 mostra un diagramma di mappatura prima dell’eclissi solare. L’UT di cui abbiamo registrato l’immagine era alle 03:56. Abbiamo adottato 2 s per il tempo di integrazione e un passo \u00e8 di 1,614 gradi per ogni pixel. La figura 1 \u00e8 stata ottenuta prima dell’eclissi solare. \u00c8 stata inclusa per fornire un confronto corretto con la figura successiva ottenuta durante l’eclissi. La Figura 2 mostra i grafici del tempo di doppia polarizzazione circolare in tempo reale generati dal software integrato RadioUniversePRO v.1.4.8. La Figura 2 mostra schematicamente una parte dei cambiamenti di intensit\u00e0 in tempo reale durante la mappatura mentre il beam del telescopio scansiona il Sole. L’intensit\u00e0 \u00e8 risultata variare come mostrato nella Figura 2.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Ammettiamo che ci sono voluti circa 15 minuti per una scansione e la scansione successiva che includeva il movimento meccanico dell’antenna, l’impostazione dei parametri del dispositivo, la messa a punto durante l’osservazione, la registrazione dei dati e il ripristino per il successivo scansione verso l’alto. La nuova mappatura con la stessa impostazione \u00e8 stata ripetuta immediatamente dopo la scansione precedente. L’intero processo \u00e8 continuato fino a quando il Sole \u00e8 stato bloccato dalle colline a ovest di SHAO. \u00c8 stata quindi ottenuta una sequenza di immagini 10 \u00d7 10 gradi2 del Sole eclissato. La Figura 3 mostra un esempio per il Sole senza eclissi osservato in un altro giorno per il confronto. La figura 4 mostra una sequenza di diagrammi per presentare le diverse fasi dell’eclissi.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n La Figura 4 mostra chiaramente che la potenza ricevuta dal Sole diminuisce all’aumentare dell’area eclissata. Poich\u00e9 il raggio del telescopio \u00e8 di 4,03 gradi, che \u00e8 molto pi\u00f9 grande di quello del Sole (<1 grado); a differenza di quanto ci aspettiamo nelle immagini ottiche, la morfologia radio del Sole rimane circolare durante tutto il processo.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n L’ultima met\u00e0 dei diagrammi della sequenza dell’eclissi mostra l’effetto del blocco delle colline vicine. Sebbene i nostri diagrammi della sequenza non siano in grado di coprire l’intera eclissi dall’inizio alla fine, viene registrato il momento dell’eclissi massima (fotogrammi da UT06:28 a UT09:19 nella Figura 4), consentendo un’ulteriore analisi del processo dall’inizio al massimo dell’eclissi radio. Per l’interpolazione della Figura 4, utilizziamo la funzione “RectBivariateSpline” dal pacchetto SciPy per interpolare i dati su mesh rettangolari mediante approssimazione spline bivariata. Nella nostra operazione, 36 valori sono interpolati tra mesh in ciascuna direzione, con 3 gradi della spline bivariata. Si prevedono osservazioni pi\u00f9 complete dell’eclissi solare radio da siti migliori con occasioni migliori e condizioni strumentali migliori nei prossimi anni, il nostro risultato servir\u00e0 come uno di quei record in Asia per studi futuri. Sulla base della descritta elaborazione dei dati, la variazione percentuale della potenza radio ricevuta durante l’eclissi \u00e8 mostrata nella Figura 5 per l’eclissi parziale del 2020.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Poich\u00e9 la risoluzione dell’osservazione radio \u00e8 inferiore a quella ottica, studi precedenti (Sherwood, 1978; Tan et al., 2009) hanno mostrato che il Sole radio a 21 cm appariva pi\u00f9 grande di quello ottico, e una diminuzione di\u00a0potenza\u00a0radio meno ampia \u00e8 prevedibile rispetto a quella ottica. I nostri risultati dell’eclissi del 2020 concordano con il previsto calo meno ampia rispetto ai modelli di eclissi nell’ottico. Per i dati SHAO 2020, sebbene abbiamo coperto l’inizio dell’eclissi, non \u00e8 stato riscontrato alcun ritardo significativo dalla riduzione dei dati. Postuliamo che il ritardo possa essere troppo piccolo a causa dell’angolo di intersezione quasi perpendicolare tra il Sole e la luna tale che il nostro strumento non era abbastanza sensibile per determinare il momento iniziale dell’eclissi radiofonica. Il ritardo atteso menzionato \u00e8 ragionevolmente attribuito a percorsi diversi, e quindi nel cielo \u00e8 apparso diverso lo spessore dell’atmosfera delle onde ottiche e radio prelevate passando tra l’angolo quasi perpendicolare e successivo maggiore “angolo inclinato” per le posizioni del Sole. E non \u00e8 stato riscontrato alcun ritardo significativo. Se si ottenessero pi\u00f9 dati a circa -2 ore prima del massimo dell’eclissi, si potrebbe ottenere una stima migliore. Dalla curva di luce, abbiamo riscontrato che il calo della potenza radio \u00e8 del 55\u00b15% al massimo dell’eclissi, il che significa che il raggio del Sole radio \u00e8 maggiore di quello ottico. Possiamo stimare il rapporto tra il raggio radio solare e quello ottico dalle loro differenze nella caduta di potenza. Il risultato della simulazione \u00e8 mostrato nella Figura 6. Supponendo che il comportamento radio del Sole sia simile a quello ottico, la morfologia del pattern radio \u00e8 fondamentalmente un disco circolare simmetrico. Possiamo ottenere le curve di luce attese sostituendo diversi raggi solari (che vanno da 1 a 1,5 raggi solari) nell’equazione (Jason, 2019). Il modello pi\u00f9 adatto indicherebbe il raggio solare misurato dalle nostre osservazioni.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Durante l’eclissi solare, l’area ottica eclissata era pi\u00f9 piccola di quella radio. Pertanto, la diminuzione di potenza dei segnali ottici sarebbe maggiore di quella della radio. E il risultato \u00e8 stato mostrato nella Figura 6. Il raggio solare viene ridimensionato con fattori specifici per vedere come cambiano le curve. Dal risultato di cui sopra, abbiamo stimato che il raggio radiosolare \u00e8 circa 1,4\u00b10,1 rispetto a quello ottico. (Sherwood, 1978; Tan et al., 2009)<\/p>\n <\/p>\n 4. CONCLUSIONE<\/strong><\/p>\n Sulla base dei risultati di cui sopra, siamo stati lieti di aver raggiunto gli obiettivi originariamente pianificati per questo studio. In primo luogo, siamo riusciti a ottenere l’animazione della mappatura radio bidimensionale per l’eclissi solare parziale di 0,89 il 21 giugno 2020 a Hong Kong. La curva di luce dell’eclissi nell’eclissi solare parziale radio del 2020 \u00e8 stata osservata in modo diverso non in proporzione all’area ottica eclissata come previsto. C’era circa il 55 \u00b1 5% dell’eclissi radio registrata rispetto a un’area eclissata ottica dell’86,08%. E il raggio radio solare rilevato durante l’eclissi solare a 21 cm era correlato alla cromosfera e alla corona, ma non alla fotosfera. La fotosfera del Sole definisce otticamente il disco solare. Durante l’eclissi solare, la luce ottica del Sole \u00e8 bloccata dalla luna. I segnali radio a 21 cm alla cromosfera e alla corona del Sole, invece, rimangono osservabili durante l’eclissi solare. Pertanto, possiamo riconoscere i segnali osservati come il disco solare radio.<\/p>\n L’osservazione del 2020 per l’eclissi solare radio a 21 cm \u00e8 stata senza precedenti a Hong Kong. Probabilmente, altri paesi del sud-est asiatico potrebbero fare osservazioni simili. Pertanto, i nostri dati ottenuti possono servire efficacemente a contribuire ai dati radio in tutto il mondo. C’era una zona radio “quieta” a Hong Kong, tanto che proponiamo di costruire una serie di radio interferometri. In effetti, desideriamo attuare presto il piano poich\u00e9 \u00e8 ragionevolmente positivo per lo sviluppo della radioastronomia a Hong Kong. E abbiamo sviluppato un semplice approccio sistematico di riduzione dei dati della pipeline per gestire i dati ottenuti dal telescopio SPIDER 300A. E la funzione di calibrazione per il telescopio SPIDER dovrebbe essere completata presto, e quindi potremo correttamente calibrare tutti i prossimi risultati. I risultati che abbiamo ottenuto sono sufficienti per avviare ulteriori studi e collaborazioni con altri paesi e gruppi di ricerca e per confrontare i nostri dati con i loro risultati.<\/p>\n <\/p>\n RIFERIMENTI<\/strong><\/p>\n Jallod U. E. and Abood K. M., 2019, Progress In Electromagnetics Research Letters<\/em> 85, 17. Il compatto radiotelescopio SPIDER 300A \u00e8 stato utilizzato per studiare l\u2019eclissi solare parziale a 21cm di lunghezza d\u2019onda, di magnitudine 0.89, da Hong Kong il 21 giugno 2020. Il radiotelescopio SPIDER 300A \u00e8 stato progettato e costruito dalla societ\u00e0 PrimaLuceLab, Italia. In questo articolo vengono presentate le curve temporali della densit\u00e0 del flusso radio (curva di luce) e una mappatura bidimensionale dell\u2019eclissi. Sono stati utilizzati metodi standard di riduzione dei dati radio per ottenere la curva del tempo di intensit\u00e0. Abbiamo anche adottato il metodo semi-pipeline per la riduzione dei dati per ottenere gli stessi risultati del software integrato del radiotelescopio SPIDER 300A. \u00c8 stato riscontrato che il flusso radio solare totale dell\u2019eclissi si riduce al massimo del 55 \u00b1 5%, mentre l\u2019area massima eclissata della stessa eclissi \u00e8 dell\u201986,08%.<\/p>\n","protected":false},"author":2,"featured_media":6571,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"footnotes":""},"categories":[94],"tags":[],"class_list":["post-6570","post","type-post","status-publish","format-standard","has-post-thumbnail","hentry","category-progetti-radioastronomia"],"yoast_head":"\n![\"Osservazioni](\"https:\/\/www.primalucelab.it\/blog\/wp-content\/uploads\/2024\/11\/Solar-eclipse-observations-with-SPIDER-300A-radio-telescope-in-Hong-Kong-in-the-21cm-radio-frequency-band.gif\")
\nPer l’eclissi del 2020, il Sole \u00e8 stato osservato con il metodo di mappatura bidimensionale on-the-fly menzionato nella sezione precedente. Poich\u00e9 la distanza angolare tra il Sole e il centro della misurazione variava di volta in volta durante il processo di scansione, al fine di ottenere il vero flusso radio del Sole in ogni momento, l’effetto della diminuzione della potenza con la distanza dall’asse deve essere compensato secondo il profilo del beam. Le distanze degli offset e i parametri del beam possono essere trovati nei FITS, dividendo il flusso misurato per beam che risponde all’offset corrispondente, si otterranno quindi serie temporali della variazione di potenza. La potenza del Sole senza eclissi \u00e8 stimata facendo una media dei dati da -6 ore. a -2 ore. prima del massimo dell’eclissi.
\nPer confronto, la modifica dell’area eclissata \u00e8 inclusa anche nei grafici indicati come ottici. Le posizioni equatoriali del Sole e della Luna sono state calcolate da Skyfield (Rhodes, 2019) e l’area modificata \u00e8 stata calcolata in base alle equazioni fornite nella pagina Web di Maplesoft (Jason, 2019).<\/p>\n![\"Osservazioni](\"https:\/\/www.primalucelab.it\/blog\/wp-content\/uploads\/2024\/11\/Solar-eclipse-observations-with-SPIDER-300A-radio-telescope-in-Hong-Kong-in-the-21cm-radio-frequency-band-image1.png\")
![\"Solar](\"https:\/\/www.primalucelab.it\/blog\/wp-content\/uploads\/2024\/11\/Solar-eclipse-observations-with-SPIDER-300A-radio-telescope-in-Hong-Kong-in-the-21cm-radio-frequency-band-image2.png\")
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![\"Osservazioni](\"https:\/\/www.primalucelab.it\/blog\/wp-content\/uploads\/2024\/11\/Solar-eclipse-observations-with-SPIDER-300A-radio-telescope-in-Hong-Kong-in-the-21cm-radio-frequency-band-image6.png\")
\nJason S., https:\/\/www.maplesoft.com\/applications\/view.aspx?SID=4343&view=html
\nKruger, A., 1979, Introduction to Solar Radio Astronomy and Radio Physics<\/em>, D. Reidel Publishing\u00a0Company.
\nKundu, M. R., 1965, Solar Radio Astronomy<\/em>, Interscience Publishers.
\nKundu, M. R. and Gergely T. E., 1980, Radio Physics of the Sun (International Astronomical Union\u00a0Symposia, 86)<\/em>, Springer Company.
\nLiu Y. Y. and Fu Q. J., 1998, Progress in Astronomy<\/em> 16, No.3 Sep.
\nMcLean, D. J. and Labrum, N. R, 1985 eds., Solar Radiophysics<\/em>, Cambridge University Press.
\nReber, G., 1944, Astrophys<\/em>. J. 100, 279.
\nRhodes B., 2019, Skyfield: High precision research-grade positions for planets and Earth satellites\u00a0generator<\/em>, (ascl:1907.024).
\nSawant H. S., Srivastava N., Trigoso H. E., Sobral J. H. A., Fernandes F. C. R., Cecatto J. R., Subramanian K. R., 1997, Advances in Space Research<\/em> 20, 2359.
\nSherwood H., 1978, Radio Universe<\/em>, Chinese edition.
\nTan B. L., Yan Y. H., Zhang Y., Tan C. M., Huang J., Liu Y. Y., Fu Q. J., Chen Z. J., Liu F., Chen L. J.,\u00a0and Ji G. S., 2009, Science in China Series G: Physics, Mechanics and Astronomy<\/em> 52, 1765. Velusamy T., Kuiper T. B. H., Levin S. M., Dorcey R., Kreuser-Jenkins N., and Leflang J., 2020,
\nPublications of the Astronomical Society of the Pacific<\/em> 132, 1015.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"