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Corso di Radioastronomia 1

Prima parte: introduzione e concetti di base

Aniello (Daniele) Mennella

Dipartimento di Fisica

Aniello Mennella Corso di Radioastronomia I A.A. 2017-2018

Parte 1 – Lezione 2

Strumentazione per osservazioni radio e millimetriche


La banda radio

● Con il termine banda radio intendiamo un vastissimo intervallo di lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico (da molti km a qualche frazione di mm)

● È un intervallo di grandissimo interesse sia commerciale (trasmissioni radio, telecomunicazioni, visione a microonde, applicazioni medicali) che astrofsico (radioastronomia)

● I principi e le strumentazioni adottate hanno molti aspetti in comune su tutta la banda (e alcune diferenze), che andremo a scoprire in questo corso


L’occhio

● Un'interfaccia ottica: pupilla, e cristallino● Un piano focale popolato da ricettori

(coni e bastoncelli per la visione a colori e in bianco/nero) che convertono il segnale elettromagnetico in segnale elettrico

● Una linea di trasmissione del segnale elettrico (nervo ottico)

● Un sistema di elaborazione del dato per produrre l'informazione visiva (cervello)

Nell'occhio possiamo distinguere le seguenti parti:


Un sistema di ricezione radio


L'antenna


Cos'è un'antenna?


Una possibile defnizione

Una regione di transizione fra la propagazione di onde elettromagnetiche nello spazio libero e la propagazione in

una regione confnata (e viceversa)


Microstrisce

● Antenne a flo– Dipoli– Spirali– Elicoidali

● Antenne ad apertura– Illuminatori (feed-horns)– Antenne a rifettore

● Interferometri

Per tutti i gusti


Il diagramma di antenna



Un'antenna direzionale riceve la maggior parte della potenza da una direzione (generalmente dalla sua “linea di vista”)



Ma una parte della potenza viene ricevuta anche dalle direzioni laterali



Una frazione molto piccola anche dalla parte posteriore





Una frazione molto piccola anche dalla parte posteriore


La funzione che descrive quanta potenza viene trasmessa o ricevuta da un'antenna al variare della direzione viene detta diagramma di antenna





1

0.25 0.50.3750.125



Pn() = P() / Pmax

1

0.25 0.50.3750.125



Pn() = P() / Pmax

1

0.25 0.50.3750.125

Pn()[dB] = 10 log10

(P() / Pmax

)



Pn() = P() / Pmax

1

0.25 0.50.3750.125

Lobo principale (dove è contenuta la maggior parte della potenza)

Pn()[dB] = 10 log10

(P() / Pmax

)



Pn() = P() / Pmax

1

0.25 0.50.3750.125


Lobi laterali (causati dalla difrazione dell'onda sui bordi dell'antenna)

Pn()[dB] = 10 log10

(P() / Pmax

)



Pn() = P() / Pmax

1

Larghezza a metà altezza (FWHM) (misura la risoluzione angolare dell'antenna)

0.25 0.50.3750.125


Lobi laterali (causati dalla difrazione dell'onda sui bordi dell'antenna)

Pn()[dB] = 10 log10

(P() / Pmax

)


Sorgenti risolte Sorgenti non risolte

µ

Risoluzione angolare

La larghezza a metà altezza di un fascio di antenna fornisce una stima della risoluzione angolare

Per un'apertura circolare di diametro D si ha


Approfondimenti sulle proprietà delle antenne



● Direttività (D(θ,φ)) e angolo solido di antenna (ΩA)




● Area efcace (Ae) e relazione fra angolo solido e area efcace (Aex ΩA

= λ2)





= λ2)● Efcienza di un'antenna





= λ2)● Efcienza di un'antenna● Il teorema di reciprocità (le proprietà di un'antenna in trasmissione o in ricezione sono le stesse)


Antenne a riflettore





● L'antenna di un radiotelescopio è costituita da uno o più riflettori che accoppiano la radiazione ai rivelatori nel piano focale




● Il riflettore primario è generalmente un paraboloide




● Il riflettore primario è generalmente un paraboloide

● La disposizione di più riflettori in asse o fuori asse defnisce diverse possibili confgurazioni


La parabola in asse


La parabola in asse


La parabola in asse

Feed horn


La parabola in asse

Diagramma di antenna del feed-horn, g(x,y)

Feed horn


La parabola in asse

Diagramma di antenna del feed-horn, g(x,y)

Feed horn

Il fascio di antenna è dato da:

Il campo all'infnito (far-feld) è dato dalla trasformata di Fourier dell'illuminazione all'apertura


Approfondimenti sull'ottimizzazione dell'illuminazione

● Defnizione di edge taper, la relazione fra feed e riflettore

● Ottimizzazione di risoluzione e livello lobi laterali

● Straylight e spillover


Confgurazioni

● Ottiche simmetriche● Ostruzione centrale (impatto lobi laterali)● Impiegate in grandi radiotelescopi

(dimensioni primario molto maggiori del piano focale)

● Nella foto: Sardinia Radio Telescope, 64 m, ottiche attive per compensare le distorsioni dovute alla gravità

In asse


Confgurazioni

● Ottiche asimmetriche● Risposta simmetrica per particolari

confgurazioni (dette “Dragoniane”)● Campo di vista libero da ostruzioni ● Impiegate in telescopi di piccole

dimensioni con piani focali estesi● Nella foto: telescopio Planck, 1.5 m

confgurazione gregoriana “aplanatica”

Fuori asse1,5 m 1,5 m


Guide d'onda e illuminatori


Guide d'onda

● Sono strutture confnate costituite da superfci metalliche in cui l'onda si propaga

● Le correnti si instaurano in un piccolo spessore della superfcie metallica denominato skin depth


Guide d'onda

● Sono strutture confnate costituite da superfci metalliche in cui l'onda si propaga

● Le correnti si instaurano in un piccolo spessore della superfcie metallica denominato skin depth

σ: conducibilità elettricaμ: permeabilità magnetica


Guide d'onda

Modi TEm,n (propagazione in guida rettangolare)


Guide d'onda

Modi TEm,n (propagazione in guida rettangolare)

● Frequenza di “taglio” di una guida: la frequenza minima al di sotto della quale la radiazione non si propaga


Illuminatori (feed-horn)

● Un illuminatore è un dispositivo passivo che adatta la propagazione della radiazione elettromagnetica dallo spazio libero a uno spazio confnato

● Possiamo pensarli come una guida d'onda che viene gradualmente “aperta” per adattarla alla propagazione nello spazio libero

Guida d'onda

Feed-horn


Feed-horn corrugati

● La presenza di corrugazioni opportunamente sagomate in un feed-horn regolarizza il campo all'apertura migliorando la risposta in termini di lobi laterali


Feed-horn corrugati

-90 -60 -30 0 30 60 90

20

10

0

-10

-20

-30

-40

-50-90 -60 -30 0 30 60 90

Angolo Angolo

dBi

Modo TE11

Horn circolare liscio Horn corrugato

Modo HE11


30 GHz

44 GHz

70 GHz


Approfondimenti su guide d'onda e feed-horn

● Impedenza di una linea a microonde

● Risoluzione equazioni di Maxwell in guida d'onda rettangolare e circolare

● Il modo ibrido HE11 all'apertura di feed-horn corrugati

● Tecniche di progettazione di feed horn corrugati

● Tecniche di realizzazione di feed horn corrugati


Ricevitori


Ricevitori total power

● Un ricevitore total power è un ricevitore che amplifca e converte direttamente in potenza un segnale elettromagnetico ricevuto

● L'uscita in tensione, Vout, è proporzionale alla potenza incidente + un termine di offset che è relativo al ricevitore ed è indipendente dalla sorgente osservata

Amplificazione RF

Filtro, rivelatore (diodo)


● Raccogliendo il termine di guadagno possiamo esprimere il termine Vof come una temperatura, detta temperatura di rumore.

Risposta di un ricevitore total power

dove

● In pratica il radiometro riceve un segnale , ma la sua risposta è come se il segnale fosse

● Il prossimo passo consiste nel calcolare il segnale minimo che può essere rilevato da un ricevitore total power in un intervallo di misura t, in altre parole la sensibilità del radiometro


Sensibilità di un ricevitore total power



● Il rumore è proporzionale all'intensità del segnale misurato e alla temperatura di rumore



Rumore causato dalla resistività dell'antenna




Rumore causato dalla resistività dell'antenna

Rumore del ricevitore




Larghezza di bandaTempo di integrazione

● Il rumore è inversamente proporzionale alla radice del tempo di integrazione e della larghezza di banda


Stabilità di un ricevitore total power

● Tutti i ricevitori sono soggetti a variazioni nel guadagno che rendono il segnale instabile su tempi lunghi.




● Tenendo conto sia del rumore statistico che delle fluttuazioni di guadagno, l'incertezza fnale sulla misura è data da:




● Tenendo conto sia del rumore statistico che delle fluttuazioni di guadagno, l'incertezza fnale sulla misura è data da:

● Questa relazione ci dice che le fluttuazioni di guadagno degradano la sensibilità del ricevitore e il loro efetto non può essere ridotto aumentando il tempo di integrazione


Ricevitori diferenziali

● Un modo per ottenere segnali stabili è quello di efettuare misure diferenziali.

● La strategia consiste nel misurare in rapida successione (500 – 5000 Hz) il segnale del cielo e quello di un riferimento stabile: il dato fnale è rappresentato dalla diferenza fra il segnale del cielo e quello di riferimento.

● È una strategia adottata in tutti i casi in cui sia necessario misurare molto deboli e si sfruttino tempi di integrazione lunghi per aumentare la sensibilità.





Ricevitore Dicke-switched

Utilizzato nei radiometri di COBE-DMR

Ricevitore a pseudo-correlazione

Utilizzato nei radiometri di Planck-LFI e WMAP


A Planck 30 GHz receiver


Approfondimenti su ricevitori radio e a microonde

● Derivazione della sensibilità e della stabilità di vari schemi di ricevitori (total power e diferenziali)

● Caratteristiche di rumore (rumore bianco, rumore 1/f)● Amplifcatori a basso rumore, la risposta in banda, la fgura di rumore

● Back-end analogici● La misura della polarizzazione, schemi di polarimetri a correlazione

● Ricevitori incoerenti (bolometri, KIDs)


Interferometri


Interferometri

● L’interferometria è una tecnica grazie alla quale è possibile ottenere immagini del cielo con una risoluzione angolare molto elevata anche con aperture di dimensioni limitate

● La tecnica si basa sulla rilevazione della fgura di interferenza che si ottiene quando i segnali misurati da due o più telescopi che puntano nella stessa direzione vengono correlati


Interferometri● Se immaginiamo di puntare l’interferometro a una sorgente celeste abbiamo che la rotazione della Terra determina una fgura di interferenza in cui la distanza fra i massimi è ~ λ/B

● Se la sorgente è più larga di λ/B il risultato è che non si osserverà una modulazione del segnale signifcativa. La presenza di una modulazione implica che le dimensioni angolari dell’oggetto sono < λ/B


Interferometria a sintesi di apertura

● Per ottenere vere e proprie immagini del cielo sono necessari interferometri composti da numerosi telescopi disposti su diverse direzioni

● E' necessaria un'analisi di Fourier della risposta complessiva e strategie per calibrare la risposta e rimuovere efetti sistematici strumentali

● Questa tecnica viene chiamata interferometria a sintesi di apertura ed è alla base degli interferometry VLA (Very Large Array) e ALMA (Atacama Large Millimiter Array)


Il Very Large Array

● Località: Socorro (New Mexico, USA)

● Telescopi: 27 antenne da 25 metri. Possono essere disposte in tre confgurazioni– Confgurazione A con

separazione max di 36 km– Confgurazione B con

separazione max di 10 km– Confgurazione C, con

separazione max di 3.6 km– Confgurazione D, con

separazione max di 1 km


● Ricevitori a frequenze comprese fra ~70 MHz e 50 GHz

● Risoluzione angolare compresa fra ~24'' e 0.05''

Il Very Large Array


Il Very Large Array – Radio galassia Cyg-A



Mappa radio della galassia Cyg A a 5 GHz. La mappa mostra il nucleo galattico attivo e i jets

La risoluzione è di circa 0.5'' e l'estensione dell'immagine è di circa 2.1' (~500000 LY)



Date post:	18-Feb-2019
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