RadioAstroLab ha recentemente avviato un progetto di ricerca che riguarda lo studio dell’atmosfera, in particolare l’analisi delle caratteristiche della troposfera, lo strato vicino al suolo dove si localizzano i fenomeni meteorologici.

La possibilità di utilizzare i nostri radiometri a microonde (banda 10-12 GHz) in applicazioni di remote-sensing del territorio e dell’atmosfera è molto interessante e apre nuove prospettive di ricerca, appetibili anche per lo sperimentatore dilettante. Lo strumento che presentiamo, RAL_Atm, è un prototipo di radiometro a microonde (MW) e all’infrarosso (IR) progettato per misurare l’emissione termica degli strati dell’atmosfera vicini al suolo, per valutare la temperatura di brillanza dell’atmosfera e la sua trasparenza nella banda delle microonde (11.2 GHz), per verificare le proprietà di assorbimento e di diffusione dell’aria in modo da ottenere informazioni sulle caratteristiche del mezzo e dati utili a fini meteorologici e di tutela dell’ambiente. La possibilità di misurare l’opacità dell’atmosfera nella

Anche se l’atmosfera terrestre è relativamente trasparente alle onde radio, la sua influenza non è trascurabile. La presenza dell’atmosfera incrementa il rumore termico captato dalle antenne e, soprattutto alle frequenze radio più elevate (microonde), si verificano fenomeni di assorbimento e di diffusione dovuti alle molecole di gas presenti nell’aria. I processi fondamentali che regolano la propagazione delle onde radio attraverso l’atmosfera sono l’assorbimento, l’emissione e la diffusione. La radiazione dell’atmosfera, misurata da un radiometro a livello del suolo, è espressa in termini di temperatura di brillanza, definita come la temperatura fisica di un corpo nero (ideale) che emette la stessa potenza osservata dallo scenario. Per le temperature che caratterizzano l’atmosfera e per frequenze inferiori a 200 GHz la legge di Planck è ben approssimata con la relazione di Rayleigh-Jeans che stabilisce una proporzionalità fra la temperatura di brillanza dell’oggetto osservato e la sua temperatura fisica. Orientando l’antenna di un radiometro a microonde sullo zenith locale è possibile misurare l’opacità della stessa applicando la legge del trasferimento radiativo, dove le sorgenti radiative sono la temperatura di brillanza del fondo cosmico a microonde (circa 3 K) e i contributi di brillanza dei vari strati atmosferici lungo il cammino di vista dello strumento, pesati dalla funzione coefficiente di assorbimento volumetrico dell’aria. L’opacità (è una misura della trasparenza dell’aria), principale grandezza di interesse per la nostra sperimentazione, si calcola ipotizzando alcune ragionevoli approssimazioni sulla stratificazione dell’atmosfera e sulla sua temperatura media. L’opacità atmosferica, opportunamente elaborata, consente interessanti valutazioni sulla qualità dell’aria che respiriamo, in particolare sulla presenza di inquinanti nelle zone urbane.

Correlando le misure radiometriche a microonde con quelle radiometriche all’infrarosso (sensibili al contenuto di vapore acqueo, quindi alle formazioni nuvolose che transitano nel campo di vista dello strumento) e con le misure di temperatura dell’aria e di umidità a livello del suolo, è possibile ricavare una grande quantità di dati interessanti anche dal punto di vista meteorologico che, opportunamente elaborati, consentono di azzardare previsioni sulle precipitazioni. Questo è un terreno fertile per la sperimentazione, che coinvolge raffinate tecniche di post-elaborazione dei dati: forniremo dettagli sugli sviluppi di questa interessante sperimentazione. La Fig. 4 mostra le informazioni che si ricavano elaborando i dati acquisiti dallo strumento.

Il prototipo RAL_Atm è stato costruito per “vedere” il cielo dal tetto di un automezzo adibito a laboratorio mobile (Fig. 1). E’ indispensabile scegliere un luogo per la misura sgombro da alberi, costruzioni o strutture che, intercettate dalle antenne dei radiometri (anche dai lobi laterali), introducono errori nelle misure aggiungendo componenti alla temperatura di brillanza estranee alla radiazione atmosferica. E’ molto importante posizionare lo strumento in modo che i lobi laterali delle antenne non ricevano contributi di rumore significativi dal terreno o da strutture adiacenti, caratterizzate da una temperatura di brillanza molto più elevata rispetto a quella del cielo “freddo” (Fig. 3): l’installazione ideale è quella che prevede il posizionamento sul tetto di un alto edificio, con il campo di vista libero da ostacoli.

Lo strumento comprende i seguenti moduli:

• Radiometro a microonde (MW) con elevata stabilità e risoluzione (tipo Dicke-Switch), operante alla frequenza di 11.2 GHz, caratterizzato da una banda passante di circa 1 GHz, equipaggiato con un’antenna horn tronco-piramidale con guadagno di circa 19 dB e ampiezza del fascio di ricezione di 17.6 gradi (Fig. 2).

• Radiometro all’infrarosso (IR) operante nell’intervallo di lunghezze d’onda l=7÷14 mm, equipaggiato con un’antenna caratterizzata da un’ampiezza del fascio di ricezione (simmetrico) di circa 7 gradi.

• Ricevitore GPS che fornisce la posizione dello strumento e le informazioni di tempo universale.

• Misura della temperatura dell’aria e dell’umidità relativa.

• Elettronica di controllo e di gestione dei vari moduli.

Fig. 1: Prototipo del radiometro MW (11.2 GHz) e IR (l=7-14 mm) sviluppato per lo studio delle caratteristiche della troposfera. Lo strumento è posizionato sul tetto di un’autovettura con le antenne orientate sullo zenith locale. Sono misurate la temperatura dell’aria, l’umidità relativa, l’intensità del segnale radio a 11.2 GHz e l’intensità del segnale IR. Un ricevitore GPS integrato fornisce i riferimenti di posizione e di tempo ed è possibile registrare i dati tramite collegamento al PC (porta USB), oppure salvando le misure in formato testo su una comune chiavetta USB di memoria esterna, ad intervalli di tempo programmabili.

Lo strumento è equipaggiato con un display LCD che visualizza lo stato del sistema, una tastiera per l’impostazione dei parametri operativi, una porta USB per il collegamento con il PC e una seconda porta USB per l’inserimento di una chiavetta di memoria esterna che registra i dati acquisiti. Tale opzione è molto utile durante le sessioni di misura “sul campo” quando non è disponibile o non è pratico l’uso del PC: i dati salvati in formato testo saranno successivamente scaricati e utilizzati per le necessarie elaborazioni. E’ stato sviluppato un software dedicato, DataRAL_ATM, per il controllo dello strumento, l’acquisizione, la visualizzazione grafica e la registrazione delle misure tramite PC.

Fig. 2: Antenna horn piramidale costruita per il radiometro a microonde 11.2 GHz: sono mostrate le dimensioni e le prestazioni simulate al calcolatore.

La Fig. 3 mostra la risposta del radiometro a microonde quando l’antenna è orientata verso il cielo (sereno e asciutto, libero da formazioni nuvolose) e quando “vede” il terreno: il guadagno di post-rivelazione del sistema e l’offset che fissa il livello della linea di base radiometrica sono stati impostati in modo da sfruttare tutta la dinamica di misura dello strumento.

La Fig. 4 visualizza i dati ottenuti da una sessione di misura: ulteriori e più raffinate elaborazioni saranno necessarie per “estrarre” le informazioni richieste per ogni specifico argomento di studio. Queste misure, pianificate per un periodo sufficientemente lungo e abbinate ad altre informazioni meteorologiche, forniscono un aiuto alla corretta elaborazione delle previsioni sulle precipitazioni.

Fig. 3: Risposta del radiometro a microonde quando l’antenna dello strumento è orientata verso il cielo (atmosfera chiara e asciutta) e verso il terreno.

Fig. 4: Registrazioni ottenute con RAL_Atm durante una sessione di prova. Lo strumento ha registrato, ogni 10 secondi, l’andamento della temperatura dell’aria al suolo (grafico in alto a destra), l’andamento dell’umidità relativa (in alto a sinistra), l’opacità dell’atmosfera a 11.2 GHz, i valori radiometrici IR e a microonde. Si nota come la risposta del radiometro IR sia utile per confermare la presenza di formazioni nuvolose che transitano davanti al campo di vista del radiometro. Le registrazioni mostrano anche una ridotta sensibilità del radiometro a 11.2 GHz alle nubi. Tutte e misure sono state integrate con una costante di tempo dell’ordine di 40 secondi.

Questo articolo descrive un esperimento eseguito con il radiotelescopio SPIDER230: la registrazione del transito della radiosorgente Taurus A (M1). I risultati ottenuti sottolineano le prestazioni dello strumento e si prestano ad alcune interessanti osservazioni sulle tecniche radioastronomiche.

Il radiotelescopio SPIDER230 utilizzato per la registrazione del transito di Taurus A (nebulosa M1)

La sperimentazione è stata condotta dal Dr. Filippo Bradaschia, CEO di PrimaLuceLab, azienda partner di RadioAstroLab nella realizzazione del radiotelescopio SPIDER230 che ringraziamo per la collaborazione. La stazione ricevente, installata presso il Polo Tecnologico di Pordenone comprende il ricevitore 11,2 GHz Total-Power RAL10PL realizzato da RadioAstroLab per SPIDER230 e il sistema di antenna (riflettore parabolico circolare di 2,3 metri di diametro) con montatura equatoriale, motorizzazione e cupola di protezione realizzati da PrimaLuce Lab. Lo strumento è completamente controllabile, attraverso una linea Ethernet, dal software RadioUniverse.

I criteri utilizzati per la progettazione del ricevitore RAL10PL, per l’antenna e per il sistema di puntamento, per il software di acquisizione e di elaborazione dei dati RadioUniverse, garantiscono a SPIDER230 l’elevata sensibilità e stabilità richieste per le osservazioni radioastronomiche. Abbiamo più volte sottolineato come l’osservazione del cielo nella banda di frequenze prossima a 10 GHz offra numerosi vantaggi:

• Ridotta sensibilità alle radio-interferenze di natura artificiale;

• Possibilità di utilizzare antenne di dimensioni accettabili;

• Maggiore capacità risolutiva legata alle frequenze radio più elevate.

Questi vantaggi consentono di installare un radiotelescopio anche nel “giardino di casa”, comunque in un ambiente urbano senza troppe penalizzazioni legate alle interferenze. In ogni caso, è sempre consigliabile verificare l’idoneità del sito all’installazione. I principali svantaggi sono legati al ridotto numero di radiosorgenti osservabili con radiotelescopi amatoriali o semi-professionali. Gli oggetti osservabili da SPIDER230 (alla frequenza di 11.2 GHz) sono:

SOLE: flusso dell’ordine 3 milioni di Jansky [1 Jy = 10^-26 W/(m² ∙ Hz)]

LUNA: flusso dell’ordine di 30000 Jansky

CASSIOPEA A: flusso dell’ordine di 423 Jansky

M17:  flusso dell’ordine di 550 Jansky

TAURUS A (M1): flusso dell’ordine di 506 Jansky

ORION A (M42): flusso dell’ordine di 480 Jansky

Spettri in banda radio delle principali radiosorgenti accessibili con SPIDER230.

Si nota come la Luna sia 100 volte più debole del Sole e Cassiopea A sia 50 volte più debole della Luna. A causa dell’elevata intensità dell’emissione solare, l’osservazione della nostra stella con SPIDER230 richiede l’impostazione del minimo fattore di amplificazione per il ricevitore e l’inserimento di un attenuatore da 22 dB lungo la linea coassiale. I transiti della Luna sono facilmente registrabili impostando fattori di amplificazione medio-bassi (senza attenuatore), mentre gli altri oggetti sono più difficili da registrare. La necessità di verificare le prestazioni limite dello strumento, incoraggiati dalle eccellenti misure di sensibilità e stabilità riscontrate sulla Luna, hanno spinto il Dr. Filippo Bradaschia a pianificare la registrazione dei dati utilizzando la tecnica dei transiti con un software di controllo RadioUniverse.

Durante la progettazione del ricevitore RAL10PL sono state eseguite alcune simulazioni teoriche per verificare l’idoneità del sistema come radiotelescopio. Ricordiamo che lo strumento è un radiometro Total-Power funzionante alla frequenza di 11.2 GHz molto sensibile e stabile. L’ultima caratteristica è particolarmente importante per un ricevitore radioastronomico: le variazioni della temperatura ambiente causano piccole variazioni nel fattore di amplificazione della catena ricevente che rendono molto difficoltosa la misura, causando derive e fluttuazioni nella registrazione dei dati. Il problema è più evidente quando la radiosorgente da osservare è debole e maggiore è l’amplificazione impostata. La questione si risolve adottando opportuni criteri progettuali e termo-stabilizzando i circuiti elettronici del ricevitore. Per quanto riguarda le escursioni termiche giornaliere che interessano l’unità esterna RAL10_LNB, installata sul fuoco dell’antenna, è abbastanza agevole caratterizzarne il comportamento dal punto di vista termico e adottare adeguate procedure di compensazione.

Il profilo dell’emissione di Taurus A appare molto “diluito” per la notevole differenza fra l’ampiezza del fascio di ricezione dell’antenna e l’estensione angolare della sorgente (grafico in alto). Il grafico in basso riporta la stima dell’incremento di potenza del segnale osservabile all’ingresso del ricevitore RAL10PL dovuto al transito della radiosorgente.

La figura sopra mostra i risultati della registrazione simulata del transito di Taurus A con SPIDER230. Le stime sono teoriche e considerano un comportamento ideale del sistema ricevente, stabilizzato in temperatura. La risposta del radiotelescopio è stata calcolata impostando i parametri del ricevitore che saranno successivamente utilizzati nell’esperimento “sul campo”. Il diagramma di ricezione dell’antenna e quello emissivo della radiosorgente sono stati approssimati come aperture circolari uniformemente illuminate, in modo da visualizzare facilmente gli effetti di “filtraggio” spaziale imposti dall’antenna sul profilo vero della radiosorgente. Queste simulazioni, pur essendo molto semplificate, hanno il vantaggio di evidenziare le prestazioni del radiotelescopio. Il flusso di Taurus A alla frequenza di 11.2 GHz è dell’ordine di 506 Jy.

I calcoli mostrano che la variazione nella temperatura di rumore di antenna dovuta al transito della radiosorgente è dell’ordine di 0.81 K e che la variazione nella potenza di segnale misurata dal ricevitore è dell’ordine di 0.11 dB.

Caratteristica ingresso-uscita (determinata in laboratorio) del ricevitore RAL10PL utilizzata per la simulazione e risposta teorica di SPIDER230 al transito della radiosorgente Taurus A.

La simulazione del transito di Taurus A è riportata nella figura sopra: è rappresentata anche la deriva della linea di base radiometrica che si riscontrerà nella misura “sul campo”.Verifichiamo la corrispondenza della simulazione teorica con i dati sperimentali.

La tecnica del transito utilizzata nella misura consiste nell’identificare l’oggetto di cui si vuole registrare l’emissione radio, puntare il radiotelescopio nella zona di cielo interessata dal transito dell’oggetto nel prossimo futuro (ad esempio 30 minuti dopo) e fermare il radiotelescopio in quella posizione. A causa della rotazione apparente del cielo (prodotta dalla rotazione terrestre), l’oggetto si sposterà verso l’area di cielo puntata dall’antenna, sarà intercettato dal fascio di ricezione e passerà oltre.

Il giorno 24 febbraio 2014 i tecnici di PrimaLuceLab hanno hanno orientato l’antenna di SPIDER230 verso la radiosorgente Taurus A (nebulosa M1 nella costellazione del Toro, che emette radiazione di sincrotrone causata da elettroni in veloci moti a spirale attorno alle linee di campo magnetico generate dalla pulsar al suo interno) registrando il picco di un primo transito, ampio 15 gradi.

Riportando i dati di intensità appena misurati sulla mappa del cielo si è verificato che tale incremento avveniva proprio in corrispondenza della posizione teorica di Taurus A.

Verifica del primo transito di Taurus A con il software RadioUniverse.

Transiti di convalida del passaggio di Taurus A effettuati con il software RadioUniverse.

Per convalidare la registrazione, il 9 marzo 2014 sono stati programmati 5 transiti consecutivi della stessa zona di cielo, questa volta ampi 4 gradi ciascuno. SPIDER230 consente di registrare automaticamente transiti consecutivi. RadioUniverse registra, per ogni transito, un file in formato CSV con 4 colonne: ogni riga è una registrazione e contiene la data, l’ascensione retta, la declinazione e il valore radiometrico del punto registrato. E’ quindi possibile elaborare i diversi risultati ottenuti, ad esempio calcolando la media dei valori per ridurre il rumore casuale e incrementare la visibilità della sorgente radio. Nella figura seguente è mostrato il risultato dell’elaborazione dei 5 transiti: la media delle elaborazioni è evidenziata dalla traccia rossa.

Transiti della radiosorgente Taurus A (M1)

La curva “average” mostra chiaramente il transito di Taurus A che è stato confermato anche dalle analisi dell’Istituto di Radioastronomia di Bologna (IRA). I risultati sperimentali verificano, tenendo conto delle approssimazioni legate alla simulazione, la registrazione teorica illustrata precedentemente.

Proseguiamo la descrizione degli esperimenti realizzabili con il radiotelescopio SPIDER230 illustrando la registrazione del transito di Cassiopea A, resto di supernova tra gli oggetti più interessanti per la radioastronomia, la radiosorgente extrasolare più brillante del cielo nella banda delle microonde. Nel visibile Cassiopea A è molto debole, dato che la sua radiazione è assorbita dalla polvere interstellare nel piano della via lattea. Questa radiosorgente è stata identificata nel 1947 (tra le prime registrate da un radiotelescopio) e la sua controparte ottica è stata scoperta nel 1950. Si pensa che la supernova che ha originato Cassiopea A sia esplosa 11000 anni fa e che la luce dell’esplosione abbia raggiunto la Terra circa 300 anni fa. Non si hanno notizie di un avvistamento di questa supernova, ma è possibile che la stella di sesta magnitudine 3 Cassiopeiae, catalogata da John Flamsteed il 16 agosto 1680, fosse proprio Cassiopea A.

Suggestive immagini di Cassiopea A nella banda del visibile (a sinistra) e nella banda radio (a destra). L’immagine nel visibile è stata ripresa dal telescopio spaziale Hubble (NASA, ESA and the Hubble Heritage STScI/AURA-ESA/Hubble Collaboration. Acknowledgement: Robert A. Fesen – Dartmouth College, USA and James Long – ESA/Hubble), mentre l’immagine radio è stata ripresa dal radiotelescopio VLA (Image courtesy of NRAO/AUI).

Cassiopea A è una delle “radiosorgenti campione” spesso utilizzata dai radioastronomi per calibrare gli strumenti e determinare il diagramma di ricezione dell’antenna. Infatti la procedura prevede la registrazione del transito di una radiosorgente con diametro apparente molto piccolo rispetto all’ampiezza del lobo principale dell’antenna. Questo oggetto è ideale per verificare le prestazioni di SPIDER230 e ricavare l’ampiezza del lobo di ricezione del nostro strumento: oltre ad essere la sorgente campione più brillante, è caratterizzata da un andamento rettilineo dello spettro (in scala bi-logaritmica) su quasi tutta la banda radio, con una diminuzione secolare nella densità di flusso dell’ordine dell’1.1%/anno. Per ottenere il valore della densità di flusso di CasA nella banda da 20 MHz a 30 GHz si utilizza l’espressione:

dove il valore della costante A si ricava tenendo conto che S(1 GHz)=2723 Jy con indice spettrale n=-0.77 (epoca 1986). La seguente figura mostra i calcoli che sono stati eseguiti per ricavare lo spettro di Cassiopea A e la corrispondente intensità di emissione alla frequenza di 11.2 GHz, che vale circa 423 Jy (si è considerata la variazione secolare del flusso).

Calcolo dello spettro di Cassiopea A (andamento del flusso in funzione della frequenza) nella banda radio da 20 MHz a 30 GHz (fonte dei dati: “The Absolute Spectrum di Cas A: An Accurate Flux Density Scale and a Set of Secondary Calibrators”, J. W. M. M. Baars, R. Genzel, I. I. K. Pauliny-Toth, A. Witzel – Astron. Astrophys. 61,99-106 (1977)).

Spettro radio delle più intense “radiosorgenti campione” utilizzate dai radioastronomi per calibrare i loro strumenti. Le piccole dimensioni angolari di questi oggetti (generalmente non superiori a 4 minuti d’arco) e il flusso relativamente intenso li rendono molto utili come sorgenti di prova per verificare le prestazioni dei radiotelescopi e delle antenne.

Utilizzando questi dati abbiamo simulato il transito di CasA registrato con il radiotelescopio SPIDER230. Le stime sono teoriche e considerano un comportamento ideale del sistema ricevente. La temperatura di brillanza della radiosorgente, dell’ordine di 210 K, produce un incremento nella temperatura di antenna pari a circa 0.68 K, molto “diluito” a causa della differenza fra le sue dimensioni apparenti e l’ampiezza del lobo di ricezione del radiotelescopio. I calcoli mostrano che la variazione di potenza “vista” all’ingresso del ricevitore RAL10PL è dell’ordine di 0.1 dBm con un valore di -52.7 dBm corrispondente al punto di massima intensità durante il transito. La registrazione simulata riporta anche la deriva della linea di base radiometrica per agevolare il confronto con i dati sperimentali mostrati successivamente.

Registrazione simulata del transito della radiosorgente Cassiopea A (3C461) davanti all’antenna del radiotelescopio SPIDER230.

La verifica delle valutazioni teoriche è stata effettuata dal Dr. Filippo Bradaschia, CEO di PrimaLuceLab, azienda partner di RadioAstroLab nella realizzazione del radiotelescopio SPIDER230 che ringraziamo per la collaborazione. La stazione ricevente, installata presso il Polo Tecnologico di Pordenone comprende il ricevitore 11,2 GHz Total-Power RAL10PL realizzato da RadioAstroLab per SPIDER230 e il sistema di antenna (riflettore parabolico circolare di 2.3 metri di diametro) con montatura equatoriale, motorizzazione e cupola di protezione realizzati da PrimaLuceLab. Lo strumento è completamente controllabile, attraverso una linea Ethernet, dal software RadioUniverse. Approfittando di una giornata di “cielo asciutto” sono state organizzate le osservazioni per registrare il transito di Cassiopea A. Grazie all’utilizzo di una montatura equatoriale, l’orientamento dell’antenna del radiotelescopio SPIDER230 è molto preciso ma, essendo piccola la dimensione apparente della radiosorgente, trovare l’oggetto può essere difficoltoso. Per facilitare questo compito si è sfruttata un’interessante caratteristica di SPIDER230: la possibilità di riprendere radio-immagini di una specifica zona di cielo utilizzando il database del software RadioUniverse. Orientando l’antenna del radiotelescopio verso la regione di cielo dove è presente Cassiopea A si sono registrate due immagini consecutive a bassa risoluzione, con dimensioni pari a 10 x 10 pixel radio e risoluzione 0.5°, in modo da inquadrare un’area di cielo ampia 5 x 5° entro la quale si poteva essere ragionevolmente certi di trovare la radiosorgente. Il fattore di amplificazione del ricevitore RAL10PL è stato impostato sul valore massimo.

Il radiotelescopio SPIDER230 utilizzato per la registrazione del transito di Cassiopea A.

Le due immagini ottenute evidenziano il gradiente di segnale causato dal contrasto esistente tra il fondo del cielo (pixel di colore blu) e il flusso emesso dal suolo e dall’atmosfera vicini all’orizzonte (pixel di colore rosso). L’angolo in basso a destra rappresenta il punto più vicino all’orizzonte. La presenza di CasA sembra essere confermata dal debole incremento di luminosità del pixel indicato nella figura seguente rispetto al contorno.

Immagini radio consecutive registrate da SPIDER230 dell’area di cielo di Cassiopea A.

Queste misure sono servite a centrare la regione nella mappa radio dove si ipotizzava la presenza della radiosorgente, così da richiedere al software RadioUniverse la registrazione automatica di 5 transiti consecutivi di CasA, ampi 8 gradi. In tutte le registrazioni si è osservato un picco di segnale, con sufficiente contrasto, esattamente nel punto occupato dalla radiosorgente. Si sono quindi esportati i dati per le successive elaborazioni con un foglio di calcolo.

Verifica dei transiti di Cassiopea A con il software RadioUniverse.

Transiti della radiosorgente Cassiopea A.

Modello semplificato del diagramma di ricezione dell’antenna di SPIDER230 (riflettore parabolico con simmetria circolare e diametro di 2.3 metri): è stata approssimata come un’apertura circolare uniformemente illuminata e si è riportata solo la variazione azimutale.

Come precedentemente sottolineato, Cassiopea A (oggetto “quasi puntiforme”) è spesso utilizzata come radiosorgente campione per verificare le caratteristiche del diagramma di ricezione del radiotelescopio, caratterizzato da un lobo di ricezione molto più ampio. In particolare interessa ricavare il parametro HPBW (Half Power Beam Width) che rappresenta l’ampiezza a metà potenza del lobo principale dell’antenna (espresso in gradi). Si utilizza la seguente formula:

dove t è il tempo di transito della radiosorgente espresso in minuti e δ è la sua declinazione in gradi. Analizzando le registrazioni illustrate nelle figure precedenti (traccia arancione che rappresenta la media calcolata su 5 transiti consecutivi) si vede come il tempo impiegato da Cassiopea A per attraversare i due punti a metà potenza (indicati dalle righe verticali) sia pari a circa 6 minuti. Considerando che la sua declinazione è δ=59°, il calcolo fornisce:

in accordo con il valore HPBW=0.8° ottenuto dal modello dell’antenna di SPIDER230 utilizzato nelle simulazioni.

Mostriamo con piacere alcune registrazioni effettuate dal sig. Giancarlo Madiai, astrofilo iscritto all’IRAS (Istituto Spezzino Ricerche Astronomiche – http://www.astronomiadigitale.com/iras/) che ringraziamo per la disponibilità. Giancarlo, sperimentatore molto attivo e appassionato di tutto ciò che brilla in cielo, ha utilizzato RAL10KIT come ricevitore per implementare due strumenti operanti a differenti frequenze.

Gli esperimenti descritti, lungi dall’essere definitivi ed esaustivi (sono un punto di partenza per avviare un’interessante attività di osservazione del cielo con tecniche radio, in alternativa a quelle ottiche, ben consolidate per gli astrofili…), sono interessanti perché illustrano alcune delle possibili “strade” percorribili da un radioastronomo dilettante. Naturalmente questo è solo l’inizio…il lavoro continua…

Il primo, è un radiotelescopio funzionante alla frequenza di 11.2 GHz, composto da LNB standard per la ricezione TV-SAT in banda Ku e un’antenna a riflettore parabolico offset da 120 centimetri di diametro. Segue un tratto di cavo coassiale per TV-SAT da 75 Ω che porta il segnale al ricevitore RAL10KIT.

Le immagini precedenti mostrano alcuni transiti del Sole e della Luna registrati con questo strumento.

Ricevitore sperimentale basato su RAL10KIT realizzato da Giancarlo Madiai e utilizzato per i suoi esperimenti radioastronomici. Sulla sinistra si nota l’alimentatore costruito dall’autore su un circuito stampato “millefori” per prototipi, in alto si vede l’interfaccia USB per il collegamento del radiometro al computer di stazione e un sensore di temperatura (fissato sul coperchio del contenitore metallico di RAL10KIT) per controllare le derive termiche del radiometro.

Il secondo radiotelescopio funziona a 1420 MHz: le unità esterne, sistemate sul tetto dell’abitazione sono l’antenna Yagi-Loop (guadagno di circa 20 dB, ampiezza del lobo di ricezione di 16 gradi) e un LNA commerciale (banda di frequenza all’ingresso 1350-1500 MHz, circa 22 dB di guadagno e 0.7 dB come cifra di rumore), segue un tratto di cavo coassiale che porta il segnale all’interno verso un amplificatore di linea standard per TV-SAT (banda di ingresso tipica 900-2000 MHz con guadagno di circa 20 dB) seguito dal ricevitore RAL10KIT.

Antenna Yagi-Loop a 1420 MHz (è l’antenna quasi verticale diretta verso il cielo, composta da molti “anelli” allineati, sostenuti dall’asta di alluminio). Alla base dell’antenna, dove esce il cavo coassiale che porta il segnale al ricevitore, si nota il pre-amplificatore a basso rumore (LNA) che “irrobustisce” il segnale a radiofrequenza prima della lunga discesa di cavo.

Giancarlo ha utilizzato anche un divisore di potenza a due vie (Power Splitter 900-2600 MHz), prima di RAL10KIT, in modo da inviare il segnale ricevuto anche ad un ricevitore RTL-SDR su chiavetta USB (simile a quello mostrato qui): in questo modo è possibile contemporaneamente osservare (e registrare) il segnale radiometrico (quindi la misura della potenza media in banda associata al segnale ricevuto) con RAL10KIT ed effettuare l’analisi spettrale (con spettrogrammi) con il ricevitore SDR e il software in dotazione.

Prove di ricezione, con il radiotelescopio a 1420 MHz, del centro della Galassia (Sagittarius A): la ricezione appare molto disturbata, sono evidenti le derive positive di segnale “notturne”, coerenti con la diminuzione della temperatura esterna (escursione sperimentata soprattutto dall’unità esterna LNA) e meno “rumorose” dovuta alla riduzione delle interferenze “industriali”. L’antenna è orientata al meridiano, con elevazione di 28 gradi.

Ovviamente, sono necessarie prove ripetute per confermare ed evidenziare con sicurezza il transito di Sagittarius A, soprattutto quando l’ambiente elettromagnetico del sito di osservazione è particolarmente disturbato.

Questo è un test di ricezione, effettuato con il radiotelescopio a 1420 MHz, con l’antenna orientata in direzione della galassia di Andromeda (M31-NGC224), galassia a spirale gigante che fa parte del Gruppo Locale. Il secondo grafico mostra l’andamento del valore medio del segnale.

Effettivamente questo oggetto sembra troppo debole per essere rivelato, con sicurezza, dallo strumento.