<< Precedente<< Tutto iniziò nel 1931 con Jansky Successivo >>Lo schermo dell'atmosfera terrestre >>

 

A cura di Flavio Falcinelli

In onore di Jansky è stata definita l'unità di misura della densità di flusso delle radiosorgenti

1 Jy = 10-26 W/(m2 ∙ Hz)

Questa relazione ci aiuta a comprendere cosa misura un radiotelescopio: si tratta di una potenza radiante proveniente dal cielo, precisamente la potenza che incide sulla superficie di captazione dell'antenna (m2), compresa nella banda passante del ricevitore (Hz).

Un modo alternativo, molto comodo per esprimere la potenza del segnale “raccolta” dall'antenna, è la cosiddetta temperatura di brillanza: effettivamente un radiotelescopio misura la temperatura (equivalente) dello scenario “visto” dall'antenna. Il termine “equivalente” sarà chiarito più avanti. E' possibile dimostrare che, in radioastronomia, la temperatura di brillanza di una radiosorgente è direttamente proporzionale alla sua potenza irradiata.

Se orientiamo l'antenna dello strumento in una data regione del cielo, in particolare verso una radiosorgente che “spicca” rispetto al fondo, misuriamo un incremento nell'intensità del segnale (per la precisione, una potenza) proporzionale alla temperatura di brillanza di quell'oggetto, che coinciderà con la sua temperatura fisica solo se questo è un corpo nero, cioè un materiale (ideale) che assorbe perfettamente tutta la radiazione che lo investe, senza rifletterla. In natura non esistono corpi neri, ma si trovano oggetti che approssimano molto bene il loro comportamento, almeno entro una specificata banda di frequenze.

Se, come osservò Reber, consideriamo il radiotelescopio come un termometro, avremo che la temperatura misurata dall'antenna, cioè la temperatura di brillanza, sarà proporzionale (non identica) alla temperatura fisica di quella regione tramite un coefficiente detto emissività di quella regione. Questo è il senso del termine “equivalente” utilizzato sopra. L'emissività è una misura della capacità di quel materiale di irradiare energia ed è una funzione complessa delle caratteristiche chimico-fisiche della radiosorgente e della frequenza. Un corpo nero ha emissività uguale a 1, quindi una temperatura di brillanza coincidente con la sua temperatura fisica, mentre un corpo materiale (corpo grigio) ha emissività compresa fra 0 e 1, quindi una temperatura di brillanza inferiore alla sua temperatura fisica.

Come si è accennato, la tecnologia di un radiotelescopio non è sostanzialmente differente da quella di un apparecchio radio-ricevente casalingo (come, ad esempio, un televisore, un'autoradio o un telefono cellulare): ovviamente, alcune caratteristiche sono specializzate e le prestazioni ottimizzate per misurare i debolissimi segnali provenienti dallo spazio.

La questione cruciale è che in radioastronomia occorre evidenziare il rumore prodotto dalle radiosorgenti (segnale utile) rispetto al rumore generato dall'elettronica e dall'ambiente (segnale indesiderato): questi “fruscii” di fondo, identici a quelli che ascoltiamo quando non è sintonizzata alcuna stazione in una radio FM, hanno identica natura e sono, in linea di principio, indistinguibili.

Nei documenti di approfondimento illustreremo le tecniche utilizzate per risolvere questo problema.