{"id":6693,"date":"2020-02-05T10:38:00","date_gmt":"2020-02-05T09:38:00","guid":{"rendered":"https:\/\/www.primalucelab.it\/blog\/introduzione-alla-radiointerferometria\/"},"modified":"2024-12-04T09:35:59","modified_gmt":"2024-12-04T08:35:59","slug":"introduzione-alla-radiointerferometria","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.primalucelab.it\/blog\/introduzione-alla-radiointerferometria\/","title":{"rendered":"Introduzione alla radiointerferometria"},"content":{"rendered":"

La radiointerferometria \u00e8 la tecnica avanzata sviluppata dai radioastronomi per utilizzata molte antenne piccole invece di una troppo grande. Infatti, quando pensiamo ad un radiotelescopio, immaginiamo uno strumento di enormi dimensioni, dotato di una grandissima parabola che raccoglie le onde radio in arrivo dallo spazio. Utilizzando molti radiotelescopi pi\u00f9 piccoli, la radiointerferometria migliora i risultati della ricerca in radioastronomia e consente l\u2019uso di radiotelescopi pi\u00f9 economici. Ad esempio, con questa tecnica l\u2019Event Horizon Telescope<\/a> (una collaborazione internazionale di pi\u00f9 radiotelescopi di tutto il mondo) ha ripreso, ad aprile 2019, la prima radiomappa del un buco nero all\u2019interno della galassia M87, con una incredibile risoluzione di 25 microarcosecondi!<\/p>\n

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Radiointerferometria: nozioni di base<\/h3>\n

Quando con un telescopio puntiamo una sorgente puntiforme, come ad esempio una stella, sul piano focale non si former\u00e0 un\u2019immagine puntiforme poich\u00e9 l\u2019apertura circolare dello strumento fa si che i raggi diffratti generino sul piano focale un particolare \u201cmotivo\u201d (pi\u00f9 avanti \u201cpattern\u201d) spiegato per primo da George Airy nel 1835 con la sua \u201cteoria ondulatoria della luce\u201d, formato da regioni concentriche luminose alternate ad altre scure. Questi anelli, sempre pi\u00f9 deboli man mano che ci si allontana dal centro del motivo, sono il prodotto della diffrazione ed hanno un picco nella zona centrale detta \u201cdisco di Airy\u201d.<\/p>\n

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\"Introduzione
Introduzione alla radiointerferometria: il pattern di diffrazione per un oggetto di tipo stellare mostra al centro il picco detto Disco di Airy<\/figcaption><\/figure>\n

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Il potere risolutivo ottico di un telescopio \u00e8 legato alle dimensioni del disco di Airy che dipende dalla lunghezza d\u2019onda \u03bb della radiazione osservata ed il diametro D dello strumento. Utilizzando l\u2019approssimazione per angoli piccoli, il disco di Airy ha una dimensione angolare data dalla equazione \u03b8 \u22481.22 \u03bb\/D: pi\u00f9 grande \u00e8 il diametro dello strumento, maggiore sar\u00e0 la risoluzione teorica. Se ora ipotizziamo di osservare un oggetto celeste formato da 2 o pi\u00f9 stelle disposte in maniera molto vicina le une alle altre, sul piano focale del telescopio ora i dischi di Airy si sovrapporranno, quindi sar\u00e0 possibile \u201crisolvere\u201d ciascuna delle stelle solo se i picchi centrali di ciascun pattern non si sommeranno in maniera distruttiva, cio\u00e8 quando loro distanza sul piano focale non \u00e8 pi\u00f9 corta del raggio del disco di Airy (regola nota come condizione di Rayleigh).<\/p>\n

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\"Condizione
Introduzione alla radiointerferometria: condizione di Rayleigh che spiega come uno strumento \u201crisolve\u201d due stelle apparentemente vicine a causa della sovrapposizione dei loro pattern di diffrazione sul piano focale<\/figcaption><\/figure>\n

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Tutto questo vale non solo per i telescopi ottici ma anche per i radiotelescopi che, a causa dell\u2019elevata lunghezza d\u2019onda a cui \u201cosservano\u201d il cielo, hanno una risoluzione limite molto pi\u00f9 bassa di quelli ottici, a parit\u00e0 di diametro. Pensate che, per eguagliare la risoluzione dell\u2019Hubble Space Telescope (2.4 metri di diametro), ALMA, uno dei pi\u00f9 moderni radiotelescopi registra onde radio millimetriche, avrebbe bisogno di una parabola da 5 km di diametro.<\/p>\n

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I primi interferometri<\/h3>\n

Sulle propriet\u00e0 interferenziali della luce si basa l\u2019interferometro di Michelson: un fascio di onde elettromagnetiche provenienti dalla stessa sorgente (nel caso di un radiotelescopio, da un oggetto celeste) viene suddiviso in 2 parti indirizzate su percorsi diversi e successivamente fatte riconvergere. Se i 2 percorsi hanno lunghezze differenti o avvengono attraverso materiali diversi, avviene uno sfasamento del loro cammino ottico. Otterremo dei massimi d\u2019intensit\u00e0 della luce quando l\u2019angolo \u03b8, formato dalla direzione della stella rispetto all\u2019asse ottico dello strumento \u00e8 tale per cui la differenza tra i percorsi dei 2 fasci \u00e8 un numero intero di lunghezze d’onda (rispetto al centro della banda passante). Se le dimensioni angolari della stella sono piccole rispetto allo spazio tra 2 massimi adiacenti d\u2019interferenza, l’immagine della stella sar\u00e0 attraversata da un chiaro pattern di bande scure e chiare alternate, note come frange di interferenza. Se viceversa le dimensioni angolari della stella sono paragonabili alla spaziatura tra i massimi, l’immagine sar\u00e0 il risultato della sovrapposizione di una serie di pattern lungo la stella, dove i massimi ed i minimi delle frange non coincidono e l’ampiezza della frangia verr\u00e0 attenuata, com\u2019\u00e8 mostrato in figura sotto (b). Grazie a questa tecnica, nel 1920 Albert Michelson e Francis Pease costruirono il primo \u201cinterferometro stellare\u201d con cui misurarono che il diametro della stella Betelgeuse fosse pari all\u2019orbita di Marte.<\/p>\n

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\"Introduzione
Introduzione alla radiointerferometria: l\u2019interferometro stellare di Michelson-Pease con cui nel 1920 venne misurato per la prima volta il diametro della stella Betelgeuse<\/figcaption><\/figure>\n

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Il primo radio interferometro risale invece al 1946 quando, ad opera di Ryle e Vonberg, venne usato per lo studio delle emissioni radio dallo spazio che pochi anni prima erano state scoperte per primi da Jansky, Reber ed altri. Questo interferometro era formato da un \u201carray\u201d (ovvero da un gruppo) di 2 antenne dipolo operanti a 175 MHz ed aventi una baseline D (ovvero una distanza tra le antenne) variabile tra 17 e 240 metri.<\/p>\n

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\"Schema
Introduzione alla radiointerferometria: schema dell\u2019interferometro di Ryle e Vonberg<\/figcaption><\/figure>\n

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Era un cosiddetto \u201cinterferometro di transito\u201d, una tipologia molto diffusa negli anni \u201950 e \u201960 del secolo scorso, che prevedeva di puntare le antenne sul meridiano locale, ad una certa elevazione, ed attendere che la rotazione terrestre provvedesse a far scorrere il cielo lungo l\u2019ascensione retta. Se \u03b8 \u00e8 l\u2019angolo zenitale dell\u2019oggetto da osservare ed \u00e8 diverso da zero, le onde elettromagnetiche giungeranno prima all\u2019antenna B (vedi figura sopra) e successivamente all\u2019antenna A con un ritardo \u03c4=(D\/c) sin\u2061\u03b8, dove c \u00e8 la velocit\u00e0 della luce. Il rivelatore del ricevitore, integrato nel tempo, generer\u00e0 una risposta proporzionale alla somma quadrata delle tensioni dei 2 segnali simile al tracciato in figura sotto.<\/p>\n

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\"Introduzione
Introduzione alla radiointerferometria: risposta generata dal rivelatore dell\u2019interferometro di transito, durante il passaggio di due forti sorgenti radio al meridiano, rispettivamente attorno alle ore 16:30 e alle 19:30.<\/figcaption><\/figure>\n

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La moderna radiointerferometria<\/h3>\n

Gli innumerevoli progressi tecnologici degli ultimi anni hanno portato ad una grande diffusione dell\u2019interferometria nella radioastronomia. Basti pensare alle grandi reti di radiotelescopi professionali che formano il VLBI, Very Long Baseline Interferometry, che opera dalla fine degli anni \u201970 collegando diversi strumenti distribuiti in pi\u00f9 parti del mondo, con l\u2019intento di formare un unico grande strumento con diametro equivalente di migliaia di chilometri. Tra le reti pi\u00f9 sensibili e performanti al mondo c\u2019\u00e8 l\u2019EVN, Europe VLBI Network<\/a>, che unisce i pi\u00f9 grandi radiotelescopi europei per periodi di alcune settimane l\u2019anno.<\/p>\n

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\"Le
Introduzione alla radiointerferometria: le antenne della rete EVN, non comprendono soltanto elementi su suolo europeo.<\/figcaption><\/figure>\n

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Tra le reti pi\u00f9 celebri ricordiamo anche il VLBA, Very Long Baseline Array<\/a>, che sfrutta 25 strumenti collocati lungo il continente americano; ALMA<\/a>, un array di antenne che sorge sull\u2019altopiano cileno a 5000 metri s.l.m. e che dal 2013 osserva il cielo nelle lunghezze d\u2019onda da 0.3 a 9.6 mm; LOFAR<\/a>, un interferometro gestito da ASTRON nei paesi bassi in grado di mappare l\u2019universo a frequenze tra 10 e 240 MHz; SKA, lo Square Kilometre Array<\/a>, un progetto ambizioso oggi in via di realizzazione che vedr\u00e0 la realizzazione di 2 array garantendo una costante copertura delle frequenze da 50 MHz a 14 GHz.<\/p>\n

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\"Introduzione
Introduzione alla radiointerferometria: l\u2019interferometro ALMA sulle Ande Cilene osserva il cielo a lunghezze d\u2019onda millimetriche. Crediti: ALMA (ESO\/NAOJ\/NRAO)<\/figcaption><\/figure>\n

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Radiointerferometria con piccoli strumenti<\/h3>\n

Sebbene alcuni esperimenti di interferometria radio amatoriale risalgano agli anni \u201980 del secolo scorso, \u00e8 stato con l\u2019avvento degli impianti TV Sat alla fine del secolo scorso che abbiamo assistito ad un progressivo aumento di sperimentazioni amatoriali, tuttavia condotti da pochi esperti di elettronica.<\/p>\n

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\"Introduzione
Introduzione alla radiointerferometria: un interferometro amatoriale che risale agli anni \u201990, formato da due antenne TV Sat (realizzazione del radioastronomo Goliardo Tommassetti).<\/figcaption><\/figure>\n

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La sfida di creare un radio interferometro che fosse alla portata di gruppi di ricerca, scuole ed universit\u00e0 \u00e8 stata raccolta da PrimaLuceLab che, dopo aver gi\u00e0 sviluppato i nuovi radiotelescopi SPIDER per la radioastronomia (con parabole fino a 5 metri di diametro e ricevitori per catturare la lunghezza d\u2019onda dell\u2019idrogeno neutro a 21 cm) ora ha presentato il progetto del proprio radio interferometro con l\u2019installazione del primo array di 3 radiotelescopi da 5 metri di diametro presso il Sharjah Academy for Astronomy, Space Sciences & Technology<\/a> vicino a Dubai (UAE).<\/p>\n

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\"3
Introduzione alla radiointerferometria: 3 radiotelescopi SPIDER 500A installati presso Sharjah Academy for Astronomy, Space Sciences & Technology<\/figcaption><\/figure>\n

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Le difficolt\u00e0 nella realizzazione del progetto di un interferometro sono innumerevoli: prima di tutto le antenne che formano l\u2019array devono avere una elevata precisione meccanica, con una montatura che si occupa del puntamento delle grandi antenne e dell\u2019inseguimento delle sorgenti radio dotato di una precisione simile a quella di un telescopio ottico. I radiotelescopi SPIDER infatti sono dotati di montature altazimutali a bassissimo backlash e con encoders capaci di leggere errori dell\u2019ordine di pochi arcosecondi. Inoltre sono dotati di un illuminatore appositamente progettato per la lunghezza d\u2019onda di 21 cm, in doppia polarizzazione, connessi a degli LNA a bassissimo rumore che amplificano il segnale prima che giunga al ricevitore. Per il funzionamento dell\u2019interferometro, PrimaLuceLab sta sviluppando un dispositivo che trasforma la radiofrequenza in uscita dagli LNA in segnale ottico da inviare via fibra, anche a distanze chilometriche. In questo modo si elimina il normale cavo coassiale e quindi le perdite nel segnale tra le antenne e i ricevitori.<\/p>\n

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\"Introduzione
Introduzione alla radiointerferometria: schema dell\u2019interferometro con 3 antenne d\u2019esempio, ciascuna corredata dal proprio rack contenente ricevitore, backend, dispositivo di sincronizzazione temporale, storage dei dati e host computer.<\/figcaption><\/figure>\n

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Nella sala di controllo, dall\u2019altro capo della fibra il segnale verr\u00e0 trasformato nuovamente in banda RF e collegato al ricevitore (uno per ogni antenna). Per mantenere una adeguata coerenza temporale verr\u00e0 inoltre sviluppato un dispositivo di sincronizzazione per il timing dei radiotelescopi e per il sistema di acquisizione. Il segnale verr\u00e0 quindi digitalizzato mediante un backend estremamente performante e che salver\u00e0 i dati su disco per i successivi processi di elaborazione. I segnali provenienti da ciascuna antenna verranno quindi inviati al correlatore digitale che, basandosi sulla trasformata di Fourier, effettuer\u00e0 i calcoli necessari alla correlazione del segnale e dar\u00e0 in uscita le funzioni di visibilit\u00e0 per ciascuna baseline delle antenne dell\u2019array.<\/p>\n

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\"Introduzione
Introduzione alla radiointerferometria: i backend, uno per ogni radiotelescopio SPIDER, controllati dal software RadioUniversePRO.<\/figcaption><\/figure>\n

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Grazie alla tecnica della radiointerferometria, stiamo sviluppando un interferometro dal prezzo relativamente basso che consentir\u00e0 di usare contemporaneamente pi\u00f9 radio telescopi per ottenere mappe ad alta risoluzione delle radio sorgenti dell\u2019Universo. Il sistema sar\u00e0 configurabile con un numero variabile di antenne e consentir\u00e0 all\u2019utente anche di aumentarne le prestazioni installando pi\u00f9 antenne in un secondo momento. Grazie a questo sistema universit\u00e0, musei scientifici, planetari, istituti di ricerca ma anche gruppi di amatori avranno a disposizione uno strumento pronto all\u2019uso ma potentissimo, che fino a ieri era alla portata solo dei ricercatori professionisti.<\/p>\n

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Salvatore Pluchino
\nFilippo Bradaschia<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

La radiointerferometria \u00e8 la tecnica avanzata sviluppata dai radioastronomi per utilizzata molte antenne piccole invece di una troppo grande. Infatti, quando pensiamo ad un radiotelescopio, immaginiamo uno strumento di enormi dimensioni, dotato di una grandissima parabola che raccoglie le onde radio in arrivo dallo spazio. 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