Università degli studi di Bologna STUDIO DI SISTEMI DI DISTRIBUZIONE DI SEGNALI DI SINCRONISMO PER ANTENNE IN SCHIERE DI GRANDI DIMENSIONI

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1 Università degli studi di Bologna Facoltà di Ingegneria Corso di Laurea in Ingegneria delle Telecomunicazioni Elaborazione ottica dei segnali STUDIO DI SISTEMI DI DISTRIBUZIONE DI SEGNALI DI SINCRONISMO PER ANTENNE IN SCHIERE DI GRANDI DIMENSIONI Tesi di Laurea di: FRANCESCO CAPRIO Relatore: Prof. Ing. PAOLO BASSI Correlatori: Prof. Ing. GIOVANNI TARTARINI Dott. Ing. FEDERICO PERINI Dott. Ing. GERMANO BIANCHI Sessione II Anno Accademico 2002/2003

2 Parole chiave. Square Kilometer Array (SKA) Antenne a schiera Distribuzione del sincronismo Fibre ottiche Misure di jitter ii

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4 Indice INTRODUZIONE... V CAPITOLO SENSIBILITÀ RISOLUZIONE PERDITA DI COERENZA PROPOSTE PER SKA Soluzione australiana (con lenti di Luneburg) Soluzione australiana (con riflettori cilindrici) Soluzione canadese Soluzione cinese Soluzione olandese Soluzione statunitense...21 CAPITOLO PROGETTO AUSTRALIANO Descrizione generale Multibeaming Tipologia di antenne Il sistema RF Codifica e trasporto dei segnali Elaborazione dei dati Tecnologia e realizzazione del prototipo (SKAMP) IL PROGETTO STATUNITENSE (US SKA) Descrizione generale Configurazione della schiera Descrizione delle antenne Scelta dei ricevitori Trasmissione dei segnali Elaborazione dei dati Attenuazione delle interferenze Tipi di software utilizzati Attività future...52 I

5 CAPITOLO IL PROGETTO OLANDESE (THEA) Posizione di THEA nel programma di sviluppo di SKA Analisi complessiva del funzionamento di THEA Scenario delle interferenze per THEA Conversione analogico-digitale Architettura del beamforming digitale adattivo Minima densità di flusso rilevabile Layout d antenna Controllo e acquisizione dei dati Collegamento digitale in fibra ottica Architettura complessiva del prototipo IL PROGETTO INGLESE (SAMBA) Idee e proposte da sviluppare Architettura Trasferimento dati, elaborazione e costi Osservazioni IL PROGETTO ITALIANO (BEST) Descrizione della Croce del Nord Beamforming Adaptive beamforming Realizzazione del beamforming sul ramo N/S della Croce Calcolo del minimo flusso rilevabile nel prototipo BEST Sistema software CAPITOLO DESCRIZIONE DEL RICEVITORE DIGITALE SISTEMA DI DISTRIBUZIONE DEI SEGNALI DI SINCRONISMO Soluzione con generatore di segnale a 80MHz Soluzione con moltiplicatore di frequenza (ICS570) Soluzione con divisore di frequenza (HMC438MS8G) Soluzione per la distribuzione del PPS (Pulse Per Second) RICERCA DI MERCATO PER L ACQUISTO DEI DISPOSITIVI II

6 CAPITOLO INTRODUZIONE ALLE MISURE MISURE DELLO SQUADRATORE (LT1715) MISURE DEL MOLTIPLICATORE DI FREQUENZA (ICS570) MISURE DEL DIVISORE DI FREQUENZA (HMC438) MISURE DEL COLLEGAMENTO IN DIVERSE CONFIGURAZIONI MISURE SUL SISTEMA DI DISTRIBUZIONE DEL PPS RISULTATI DELLE MISURE CONCLUSIONI BIBLIOGRAFIA APPENDICI A1. RESOCONTO DEL MEETING DEL 13 FEBBRAIO A2. ALCUNI ASPETTI DELLE FIBRE OTTICHE A3. RELAZIONE TRA JITTER E PHASE NOISE A4. DATA SHEETS III

7 Un ringraziamento a tutti coloro che, in modi e tempi diversi, mi sono stati vicini (difficile nominarvi tutti, ma grazie di cuore). IV

8 Introduzione Lo scopo di questa tesi è lo studio, il progetto e la caratterizzazione di un sistema di distribuzione di segnali di sincronismo per schiere di antenne ad uso radioastronomico. Per capire la sua importanza è necessario fornire alcune nozioni di base sul funzionamento di un radiotelescopio, in modo da comprendere la terminologia che sarà utilizzata in seguito. Innanzi tutto va precisato che un radiotelescopio è uno strumento del tutto simile ad un normale telescopio ottico, ma, a differenza di quest ultimo, riceve le emissioni elettromagnetiche delle sorgenti astronomiche nello spettro delle onde radio anziché nello spettro del visibile. Questo significa che, mentre un telescopio tradizionale riceve le onde emesse dalle sorgenti astronomiche con una lunghezza d onda nel campo del visibile (vale a dire compresa tra 0.4µm e 0.7µm), un radiotelescopio riceve le emissioni radio con lunghezza d onda compresa tra qualche centimetro fino ad arrivare alla decina di metri. In figura 1, è rappresentata la trasparenza dell atmosfera al variare della lunghezza d onda. Dal grafico si può notare che sia la finestra ottica, sia la banda radio hanno un ottimo livello di trasparenza nei confronti dell atmosfera. Figura 1: Diagramma della trasparenza atmosferica in funzione della lunghezza d onda. V

9 Tutto ciò implica che entrambi gli strumenti operano a lunghezze d onda ottimali per il livello di trasparenza atmosferico e rende possibile una complementarità fra i due che fino all inizio del XX secolo non era pensabile. La scoperta delle emissioni radio da parte di corpi celesti è infatti dei primi anni 30 del secolo scorso, quando Karl Jansky (all epoca ricercatore presso i Bell Telephone Laboratories di Holmdel, NJ) costruì uno strumento in grado di rivelare certi segnali interferenti che disturbavano le prime comunicazioni radio dell epoca. Quando ci si è resi conto che quei segnali potevano provenire da radiosorgenti astronomiche, sono iniziati i primi studi a frequenze diverse da quelle ottiche, che permettevano, per esempio, di non risentire delle condizioni atmosferiche. Osservando il cielo a frequenze differenti, è stato possibile catalogare tutti i corpi celesti osservati a seconda della gamma di emissioni prodotta. Confronti tra cataloghi di oggetti osservati a frequenze differenti hanno permesso di separare le radiosorgenti in classi spettrali e distinguere tra diversi meccanismi di emissione radio. Due parametri di fondamentale importanza nella descrizione di un radiotelescopio sono la sensibilità e la risoluzione. La sensibilità è la minima intensità rilevabile dallo strumento, mentre la risoluzione è la minima distanza angolare tra due sorgenti che lo strumento riesce a distinguere. Entrambe le grandezze saranno analizzate nel dettaglio e commentate nel capitolo 1; per il momento è sufficiente ricordare che la sensibilità è strettamente legata all area collettrice della schiera di antenne che si sta utilizzando, mentre la risoluzione è legata all apertura (in gradi) del fascio di antenna, legata a sua volta alle dimensioni della schiera stessa e alla frequenza di lavoro dello strumento. Per chiarire meglio quest ultimo concetto, possiamo prendere ad esempio un antenna parabolica (figura 2) nella quale, con una certa area efficace, non è possibile distinguere due radiosorgenti distanti un angolo minore di ϕ. Per avere una risoluzione migliore, e quindi un angolo ϕ minore, sarebbe necessario avere un diametro dell antenna maggiore (figura 3) o in alternativa lavorare a frequenze più elevate. VI

10 L aumento delle dimensioni fisiche di un antenna, per migliorare la risoluzione dello strumento, è soggetto a limiti di tipo meccanico. Non è, infatti, possibile aumentare le dimensioni di una singola antenna oltre un certo limite. E quindi necessario posizionare più antenne la cui disposizione geometrica e le cui dimensioni siano tali da simulare una singola antenna con requisiti di sensibilità e risoluzione prestabiliti. Figura 2: Antenna parabolica con bassa risoluzione. VII

11 Per questi motivi, verso la fine degli anni 70, si concepirono le reti di radiotelescopi come la VLBI (Very Long Baseline Interferometry) europea (figura 4) e la VLBA (Very Long Baseline Array) americana. Osservando una singola radiosorgente con tutti gli elementi della rete, si è ottenuto un aumento della risoluzione. Ciò è stato garantito dalle grandi dimensioni della struttura complessiva che ha permesso di studiare nei minimi dettagli radiosorgenti prima confuse tra loro. Figura 3: Stessa antenna parabolica di figura 2 che con un diametro ipoteticamente più grande avrebbe una migliore risoluzione. VIII

12 E da tener presente però che, mentre la superficie complessiva è data dalla somma delle superfici dei singoli radiotelescopi, la sensibilità è la media geometrica delle singole sensibilità [Rif.1]; per questo alla elevata risoluzione spaziale si affianca una bassa sensibilità. Proprio per questi motivi l idea di SKA (Square Kilometre Array), di aumentare l area collettrice complessiva fino ad un milione di metri quadri, sta ottenendo ampio successo come s intuisce dal notevole interesse mostrato da molti istituti di ricerca in tutto il mondo. Figura 4: Rappresentazione schematica dell attuale rete VLBI. Questo porterà a strumenti di potere risolutore paragonabile (o anche superiore) a quello delle attuali reti VLBI, ma con un considerevole aumento di sensibilità. Sono ormai diversi anni che sono accesi, a livello internazionale, l interesse e la discussione circa il tipo di sensori (antenne) più adatto allo scopo. Attualmente sono state proposte varie soluzioni, come: piccole antenne paraboliche, phased-array piatti, lenti sferiche (di Luneburg) e antenne cilindrico- IX

13 paraboliche (come la Croce Del Nord), alcune delle quali saranno presentate in dettaglio nei capitoli successivi. Ogni volta che si ha a che fare con schiere di antenne bisogna tenere in considerazione il ritardo con cui ogni antenna riceve il segnale radioastronomico rispetto a tutte le altre. La giusta calibrazione dei ritardi è quindi molto importante perché eventuali errori portano a perdite di guadagno indesiderate che si traducono in una riduzione della sensibilità dello strumento. Esiste un parametro per rappresentare questo fenomeno che prende il nome di perdita di coerenza. Come si vedrà in seguito, questo parametro dipende principalmente dalla banda del segnale ricevuto e dal ritardo con cui il suo fronte d onda incide sulle antenne della schiera. Proviamo a fare un esempio prendendo in considerazione due sole antenne, che potrebbero essere due ipotetiche antenne di una schiera. Se il fronte d onda è perpendicolare alla schiera, quindi arriva nello stesso istante alle antenne, non ci sarà da compensare alcun ritardo e ogni antenna trasmetterà il segnale ricevuto nello stesso istante. Al contrario, se il fronte d onda fosse inclinato rispetto alla perpendicolare (figura 5), sarebbe necessario un circuito che introduca un ritardo variabile, dipendente dall inclinazione del fronte d onda, sui segnali ricevuti dalle diverse antenne. E importante sottolineare che questo tipo di problemi si presenta in qualsiasi schiera di antenne, ma deve essere arginato maggiormente quando si considerano bande molto ampie oppure tempi di ritardo elevati dovuti alla grande distanza tra le antenne, come nel caso del VLBI o del progetto SKA. Per questi motivi, in strutture di dimensioni così grandi, è importante massimizzare la precisione con cui sono distribuiti tutti i segnali comuni alle antenne. La realizzazione e la caratterizzazione di dispositivi in grado di soddisfare a queste esigenze sono stati gli obiettivi del lavoro oggetto di questa tesi presso l osservatorio radioastronomico di Medicina (BO). X

14 Figura 5: Rappresentazione del fronte d onda inclinato incidente sulle antenne. Il ritardo t g introdotto dal diverso percorso dell onda elettromagnetica in aria è compensato dal ritardo t i. XI

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16 Capitolo 1 Come abbiamo anticipato nell introduzione, un radiotelescopio ha alcuni parametri di fondamentale importanza per caratterizzarne il funzionamento: sensibilità, risoluzione e, per schiere di antenne, anche perdita di coerenza. Nei paragrafi seguenti, intendiamo, quindi, parlare più dettagliatamente di questi parametri, mostrando le motivazioni che spingono a progettare SKA (Square Kilometre Array) e alcune soluzioni proposte per la sua realizzazione. 1.1 Sensibilità Per sensibilità s intende la minima intensità rilevabile dallo strumento e può essere anche interpretata come la minima variazione di potenza rilevabile. Detta p la potenza normalizzata (all Hertz) ricevuta dallo strumento: p = a e S m [ W / Hz ] dove a e rappresenta l area efficace di raccolta delle onde radio, 2 mentre S m è il flusso di potenza [ W / Hz m ]. E possibile definire la sensibilità anche in termini di temperatura di sistema, rendendo così le informazioni più semplici da trattare. Per far questo è necessario sostituire l antenna con una resistenza fittizia ed applicare la relazione di Nyquist [Rif. 2]: p = k [ W / Hz ] T a 23 dove k = [ J / K ] rappresenta la costante di Boltzmann, mentre T, detta temperatura d antenna, indica la temperatura a 1

17 equivalente di rumore del resistore fittizio. Uguagliando la potenza ricevuta dall antenna con quella generata dal resistore si ottiene: T a S m ae = [K] k Bisogna sottolineare che questa grandezza non rappresenta la reale temperatura fisica dell antenna, ma soltanto l equivalente di un livello di potenza normalizzata all Hertz. In aggiunta al contributo della temperatura d antenna, bisogna considerare quello del ricevitore ( T RT ). Il procedimento con il quale si ottiene il valore di T RT è il medesimo con il quale si è ricavata la temperatura equivalente di antenna. Figura 1.1: Rappresentazione della T RT. Come si vede dalla figura 1.1, la temperatura equivalente del ricevitore tiene conto anche del collegamento tra antenna e ricevitore. Nello stesso modo la temperatura d antenna non considera solo il contributo dell antenna, ma anche quelli dovuti al cielo e al terreno. Per questi motivi possiamo definire la temperatura di sistema come segue: TSYS = TA + T RT [K ] 2

18 In questo modo è possibile definire la sensibilità di un radiotelescopio come la minima variazione di temperatura equivalente di rumore rilevabile dallo strumento: T min k = s T SYS B τ [ K] dove k s è una costante adimensionale con valore compreso tra 0.6 e 2 a seconda del radiotelescopio e del tipo di osservazione [Rif. 3]. B rappresenta la banda del segnale e τ il tempo di integrazione, cioè il periodo di osservazione della radiosorgente. La stessa grandezza è spesso indicata in radioastronomia come minima densità di flusso rilevabile e si ottiene andando a sostituite la Tmin nella relazione tra densità di flusso e temperatura d antenna [Rif. 4], ottenendo: S 0 k Ta = 2 A eff [ Jy] da cui: S min = 2 min k T A eff = 2k k A eff s T SYS B τ [ Jy] dove A eff rappresenta l area efficace dell antenna e k è la costante di Boltzmann. L unità di misura utilizzata è il Jansky [Jy] che porta il nome di Karl Jansky il ricercatore presso i Bell Laboratories che per primo intuì l esistenza di emissioni radio dalle sorgenti radioastronomiche. Per paragonare la grandezza introdotta con altre unità di misura più utilizzate in ambito ingegneristico, si può dire che 26 2 Jy 10 W m Hz. 1 equivale a [ ] 3

19 1.2 Risoluzione Per risoluzione (o potere risolutore) di un radiotelescopio si intende la minima distanza angolare alla quale due sorgenti radio devono trovarsi per poter essere distinte e non essere rilevate dallo strumento come una unica. Si definisce poi la funzione di radiazione, espressa in coordinate polari, come segue: a ( θ, ϕ) f ( θ, ϕ) = = A e d( θ, ϕ D e ) dove a ( θ, ϕ) rappresenta la funzione area efficace, d ( θ, ϕ) è la e direttività d antenna [Rif. 5], A e e D sono i rispettivi valori nella direzione di massimo ( θ M, ϕ M ). In questo modo si normalizzano entrambe le funzioni rispetto al loro valore di picco. La funzione di radiazione rappresenta il comportamento dello strumento su una superficie tridimensionale, la quale è sezionata con dei piani secanti per ottenere i diagrammi di campo (o anche detti di radiazione). In radioastronomia è più diffuso il diagramma di potenza (anche chiamato fascio ) che si ricava tramite l elevamento a potenza del diagramma di radiazione (figura 1.2). Per avere una buona risoluzione è importante che il lobo principale sia stretto, quindi molto direttivo, e che i lobi secondari non ricevano una quantità di potenza di radiazione troppo elevata, perché questo comporterebbe una perdita di informazione sulla posizione della radiosorgente. La risoluzione è per convenzione identificata tramite l ampiezza angolare del lobo principale a metà potenza HPBW (Half Power Beam Width): HPBW BWFN 2 dove BWFN (Beam Width between First Nulls) è la distanza angolare tra i primi nulli del diagramma di radiazione adiacenti al lobo principale (figura 2). 4

20 Questa quantità è anche proporzionale al rapporto tra la lunghezza d onda di lavoro del radiotelescopio e le dimensioni dello strumento stesso: HPBW λ d 0 Tutto ciò ci fa quindi capire che la risoluzione di un radiotelescopio è collegata inevitabilmente alle sue dimensioni. Quanto maggiori saranno le sue dimensioni, tanto minore sarà HPBW e quindi migliore sarà la risoluzione dello strumento. Figura 1.2: Diagramma di potenza in coordinate polari (a sinistra) e digramma di potenza in db (a destra). 5

21 1.3 Perdita di coerenza Analizziamo adesso il problema relativo alla perdita di coerenza e al tempo di ritardo presenti su una schiera di antenne, come ad esempio quella di Medicina (BO). Questo problema non si avrebbe nel caso in cui il fronte d onda proveniente dalla sorgente radioastronomica incidesse perpendicolarmente sul piano ideale formato dalla schiera di antenne, ma questo è solo uno dei possibili scenari. In generale invece il fronte d onda sarà inclinato rispetto allo zenit di un angolo qualsiasi e sarà quindi necessario prendere degli accorgimenti per fare in modo che il ritardo introdotto dal diverso tragitto percorso dalle onde radio in aria sia compensato in qualche modo. Come abbiamo accennato nell introduzione il modo migliore per eliminare il problema sarebbe l introduzione di ritardi variabili che riescano a compensare i diversi tempi di acquisizione del fronte d onda da parte delle antenne. Questa operazione è in generale molto difficile da implementare sia via software, ad esempio con l utilizzo di pipeline dedicate, sia via hardware, con l utilizzo di spezzoni variabili di cavo coassiale inseribili al variare dell angolo di incidenza dell onda sulla schiera. Chiamando la perdita di coerenza, B la banda che stiamo osservando con la schiera di antenne e t la differenza temporale con la quale l onda radio raggiunge le diverse antenne [Rif. 6], possiamo scrivere che: sin(π B t) = 1 π B t Data l impossibilità di avere un numero infinito di ritardi disponibili, si affianca alla compensazione del tempo di ritardo, la compensazione della fase. In questo modo se abbiamo un ritardo corrispondente a un certo numero di lunghezze d onda, possiamo compensare in modo grossolano il ritardo e poi compensare la fase con una regolazione più fine. In altre parole se il ritardo da compensare è 5,5λ, ma disponiamo di un ritardo pari a 5λ, possiamo 6

22 poi compensare la mezza lunghezza d onda rimanente con uno sfasamento di 180. Non sempre è però possibile disporre di ritardi che compensino esattamente il numero di lunghezze d onda richieste e di conseguenza si è disposti ad accettare una perdita di coerenza per l impossibilità materiale di gestire un numero elevatissimo di combinazioni di ritardi. Ad esempio nel caso della Croce del Nord ci si accontenta di introdurre i ritardi tra canale e canale, mentre si utilizza solo un rifasamento tra antenne all interno dello stesso canale (figura 1.3). Per fare qualche esempio numerico, consideriamo cosa comporti questa scelta all interno di un singolo canale del ramo Nord- Sud. Come si vede dalla figura, il ramo Nord-Sud del radiotelescopio di Medicina è composto da una schiera lineare di antenne inclinabili di un angolo δ al massimo compreso tra ±45. Concettualmente non cambia se l angolo è di 1 o di 45, ma ovviamente maggiore è l angolo rispetto alla perpendicolare, maggiore sono gli effetti sulla perdita di coerenza e sul ritardo con cui il fronte d onda raggiungerà una antenna piuttosto che un altra. Figura 1.3: Schiera di antenne del ramo N-S. 7

23 Bisogna premettere che le considerazioni che faremo sono prettamente teoriche e possono dare solamente un indicazione di massima delle grandezze analizzate. Per ottenere risultati più accurati, sarebbe necessario prendere in considerazione le condizioni reali della struttura e dell ambiente circostante, ma per gli scopi di questa tesi non è stato ritenuto necessario. In figura 1.3 sono state messe in evidenza la distanza tra le antenne più lontane ( D ), l angolo di inclinazione rispetto allo zenit (δ ) e il cammino aggiuntivo ( L ) che il fronte d onda deve percorrere a causa della sua inclinazione rispetto alla perpendicolare alla schiera di antenne. Arrivati a questo punto il problema diventa di ordine fisico e geometrico. Partendo dalle relazioni geometriche, abbiamo che: 0 L = D cos(90 δ ) = D sin( δ ) considerando il caso peggiore, cioè δ = ±45, otteniamo: L = D cos( ) = D cos(45 ) = D sin(45 ) = D 2 2 Terminato il problema geometrico, cioè quanto spazio percorre in più il fronte d onda rispetto alla prima antenna, consideriamo il problema fisico, cioè quanto tempo impiega a percorrere quello spazio aggiuntivo: t = L c L = dove c = m / sec rappresenta la velocità con cui l onda percorre lo spazio L, che essendo aria può essere approssimata come la velocità della luce nel vuoto. 8

24 Andando poi a sostituire la relazione tra D e L nella formula appena trovata, si ottiene: t = L c L = D = = D = D [sec] Essendo ritardi molto piccoli sono forniti generalmente in nsec, si avrà quindi la relazione: t = D [ nsec] Avendo scelto di non compensare i ritardi all interno dello stesso canale e considerando che la distanza D tra un antenna e la successiva è pari a 10m diventa semplice calcolare la perdita di coerenza in funzione della banda utilizzata (tabella 1.1). La tabella è stata realizzata considerando le attuali condizioni della Croce del Nord che utilizza una banda B = 2.7MHz e quelle che si vorranno utilizzare nel futuro aggiornamento in prospettiva SKA (B = 5MHz). Dal momento che ogni ricevitore posizionato nelle cabine accanto alla schiera di antenne raccoglie i segnali provenienti da 8 antenne contigue, la tabella si riferisce alle otto antenne di un singolo ricevitore. L intera Nord-Sud è invece composta da 64 antenne, quindi da otto ricevitori, ma all interno di ogni ricevitore le relazioni tra le antenne rimangono immutate. Si nota immediatamente che l aumentare della banda del segnale aumenta anche la perdita di coerenza e valori di tale grandezza fino ad ora tollerati diventano inaccettabili soprattutto considerando che in futuro saranno richieste bande sempre maggiori. 9

25 Questo fenomeno è comprensibile se si pensa che lo sfasamento può essere significativo nell intorno di una frequenza, ma non a larga banda. Di conseguenza l aumento della banda del segnale rende necessaria una compensazione del ritardo in tempo e non in fase, in quanto ci si allontana sempre più dall ipotesi di segnale monocromatico. Alcune soluzioni per il futuro sembrano prendere in considerazioni anche strade alternative, come ad esempio l utilizzo di filtri che suddividendo la banda del segnale in tante piccole sottobande [Rif. 7], riducono gli effetti negativi del fenomeno pur conservando i vantaggi di una maggiore banda passante complessiva. Tabella 1.1: Rappresentazione dei tempi di ritardo di ogni singola antenna rispetto all antenna di riferimento. Nel primo caso (a) si utilizza B=2.7MHz, mentre nel secondo (b) si considera B=5MHz. 10

26 1.4 Proposte per SKA In questo paragrafo riassumeremo brevemente le principali soluzioni proposte a livello internazionale per lo studio e la realizzazione del prototipo SKA, un nuovo radiotelescopio che offrirà più di un milione di metri quadrati di area collettrice e risolverà molti interrogativi ancora aperti nel mondo della radioastronomia. Gli scienziati necessitano infatti di uno strumento innovativo in grado di fornire una più approfondita conoscenza dei fenomeni presenti nell universo. Per soddisfare queste richieste è prevista la realizzazione di un radiotelescopio con area collettrice trenta volte maggiore di quella del più grande radiotelescopio mai realizzato (Arecibo, Porto Rico). L aumento dall area collettrice porterà un notevole innalzamento della sensibilità e permetterà di soddisfare la richiesta di un rapporto tra area efficace e temperatura di sistema pari a 10 4 m 2 K (tabella 1.2). Tabella 1.2: Prestazioni richieste al nuovo radiotelescopio SKA. 11

27 La comunità radioastronomica internazionale ha creato quindi un consorzio chiamato Large Telescope Working Group, per cercare di indirizzare gli sforzi di tutte le nazioni partecipanti verso un obiettivo comune. Molte organizzazioni di diversi paesi hanno infatti aderito all idea di condividere ricerche e sviluppi tecnologici per la realizzazione del progetto. Come vedremo in questo paragrafo sono state proposte molte soluzioni per la realizzazione di un prototipo SKA e alcune sono già in fase di studio e realizzazione. Probabilmente alla fine della prima fase di realizzazione di prototipi individuali si selezioneranno le soluzioni tecnologiche migliori per essere integrate nello strumento finale. Una delle peculiarità più interessanti di questo nuovo radiotelescopio sarà l idea di multi-user. Più utenti potranno infatti lavorare simultaneamente e osservare differenti porzioni del cielo alla frequenza desiderata o effettuare contemporaneamente osservazioni a più frequenze. Un altra importante soluzione per SKA è la distribuzione dell intera area collettrice (un milione di metri quadrati) su un ampio numero di stazioni, che copriranno un area di migliaia di chilometri quadrati. In questo modo si otterrà uno strumento che oltre all elevata sensibilità, data dalla grandissima area collettrice, avrà anche un ottima risoluzione, dovuta alle dimensioni della schiera complessiva delle stazioni. Dalla tabella 1.2 si può capire come le esigenze teoriche siano in contrasto con i problemi realizzativi di una struttura di questo tipo. Durante le riunioni di aggiornamento sui progressi tecnologici e scientifici raggiunti dalle singole nazioni, sono iniziati a sorgere alcuni dubbi sulla possibilità di realizzare un ricevitore in grado di lavorare in un range di frequenze così ampio (150MHz 20GHz) ed è quindi stato proposto di suddividere la banda totale in tre fasce, ognuna delle quali coperta da un diverso ricevitore. Probabilmente con il progredire dei lavori ci saranno ulteriori problematiche da affrontare, ma questo è inevitabile in progetti di tali dimensioni. L idea iniziale rimane comunque valida e anche se si decidesse di modificare in parte le proposte originali, non si può certo sottovalutare l importanza di una innovazione tecnologica di così ampia portata. Oltre agli aspetti tecnologici è importante porre l accento sul principale obiettivo di SKA: migliorare la ricerca in 12

28 ambito radioastronomico. Alcuni dei principali risultati che si otterranno grazie alle potenzialità offerte dal nuovo strumento di lavoro saranno infatti: 1) Possibilità di analisi della formazione delle stelle tramite lo studio delle emissioni di particelle H, I e CO, che per effetto Doppler sono spostate in frequenza ("high redshift"). 2) Studio dei fenomeni magnetici: in particolare della distribuzione, dell orientamento e della forza dei campi magnetici presenti in altre galassie. 3) Analisi dei campi gravitazionali e dell evoluzione dei buchi neri. Grazie alla maggiore sensibilità di SKA sarà, infatti, possibile captare segnali che gli attuali strumenti radioastronomici non riescono a rilevare. 4) Realizzazione di una mappa della Via Lattea e delle galassie vicine più dettagliata rispetto a quelle attuali. 5) Studio dei detriti stellari presenti nel sistema solare che potrebbero essere pericolosi nel caso di impatto con il pianeta Terra. Le alte frequenze fornite da SKA renderanno, infatti, possibile una migliore definizione degli oggetti studiati. Di seguito vedremo quali siano le soluzioni proposte per la realizzazione di un primo prototipo per SKA, mentre nei prossimi capitoli saranno descritti dettagliatamente i progetti che attualmente sembrano più accreditati in ambito internazionale (progetto statunitense e australiano) o che hanno una maggior importanza dal punto di vista della collaborazione che si sta sviluppando a livello europeo (quindi progetto inglese, olandese e italiano). 13

29 1.4.1 Soluzione australiana (con lenti di Luneburg) Il CSIRO (Commonwealth Scientific & Industrial Research Organization) ha proposto lo studio e lo sviluppo di antenne sferiche, anche conosciute come lenti di Luneburg [Rif. 8]. L utilizzo di queste antenne in ambito commerciale e militare non è una novità, ma i ricercatori australiani sono i primi a proporle in radioastronomia. Questo tipo di lenti (figura 1.4) ha la proprietà di posizionare il fuoco sia sulla superficie sferica della lente che all esterno della stessa, a seconda della frequenza di lavoro e del valore dell indice di rifrazione del materiale costituente la sfera. Una lente con queste caratteristiche permette una completa visione del cielo tramite un unico strumento. Figura 1.4: Geometria della lente di Luneburg. I problemi di questa struttura risiedono principalmente nel ricevitore. La posizione del fuoco, infatti, si sposta al variare della frequenza e di conseguenza è necessario che anche l apparato ricevente sia dotato di un sistema in grado di seguirne gli spostamenti. Rendendo mobile il ricevitore non si è però risolto completamente il problema, in quanto si continua a ricevere un solo fascio per lente. Sarebbe, invece, necessario installare più ricevitori per ogni lente, ognuno dei quali funzionante in una diversa banda di frequenze e 14

30 situato in posizione tale da ricevere il segnale alla frequenza utile. Questo sistema diventa, però, notevolmente più costoso del precedente e bisogna quindi valutare attentamente i vantaggi apportati rispetto all aumento dei costi introdotti. Altri svantaggi da tenere in considerazione nell analisi di un prototipo con le lenti di Luneburg sono le alte perdite a radiofrequenza e l elevato peso della struttura complessiva. Riportiamo in figura 1.5 l immagine di come sarà disposta la schiera del prototipo formato dalle lenti. Figura 1.5: Schiera di antenne formata dalle lenti di Luneburg. 15

31 1.4.1 Soluzione australiana (con riflettori cilindrici) Un altra soluzione proposta dagli australiani, questa volta sostenuta da un consorzio formato dall università di Sidney, lo stesso CSIRO facente parte dell Australia Telescope National Facility e la Telecommunications and Industrial Physics, è quella di realizzare SKA per mezzo di ricevitori cilindrici di dimensioni relativamente ridotte (111m x 15m) distribuiti su un ampio territorio in Australia [Rif. 9]. In figura 1.6 mostriamo il tipo di antenne che sarà utilizzato per questo scopo e possiamo già anticipare che la scelta non è casuale, ma si basa su strutture già esistenti. A Molonglo (vicino Canberra) è già presente un riflettore cilindrico, simile al ramo Est-Ovest presente a Medicina, sul quale i ricercatori australiani hanno intenzione di sperimentare tutte le tecnologie che poi riverseranno sul prototipo SKA. Questo permetterebbe loro di utilizzare i fondi ricevuti solo nell upgrade della struttura già esistente, ottenendo una notevole riduzione dei costi complessivi. Nel prossimo capitolo approfondiremo questo tipo di soluzione. Figura 1.6: Riflettori cilindrici proposti dai ricercatori australiani. 16

32 1.4.2 Soluzione canadese Il progetto canadese si basa sugli studi condotti dal NRCA (National Research Council of Astrophysics) per sviluppare un phased-array aereo chiamato LAR (Large Adaptive Refelector). In realtà la struttura è formata da più sotto-sezioni, come mostrato in figura 1.7: un gruppo di piani focali predisposti a terra e un grande phased-array sospeso in aria grazie alla presenza di una piattaforma aereostatica [Rif. 10,11]. Figura 1.7: Ricostruzione grafica della struttura ipotizzata nel progetto LAR (Large Adaptive Reflector) Il riflettore principale è formato da una serie di pannelli, regolabili tramite controlli elettronici, che permettono di ottenere una superficie complessiva di forma circolare per un totale di circa m 2 (ovvero un diametro di 200m). Il ricevitore si trova invece nel fuoco a 500m di altezza. Grazie alla presenza di una struttura aerea composta da un pallone aerostatico riempito di elio e da tre o più tiranti che tengono in equilibrio il phased-array è possibile posizionare il ricevitore esattamente nel fuoco e mantenerlo in equilibrio nella 17

33 posizione scelta. Qualsiasi aggiustamento di posizione avviene tramite dei verricelli che, regolando la lunghezza dei tiranti, modificano la posizione dell intera struttura aerea. A livello teorico il sistema LAR offre sicuramente un ampia copertura del cielo, anche se rimane il problema di una sola direzione di puntamento essendoci un singolo riflettore. Desta comunque perplessità l aspetto realizzativo dell intera struttura aerostatica Soluzione cinese Il modello SKA proposto dal BAO (Beijing Astronomical Observatory) è una schiera di 30 riflettori sferici, ognuno dei quali ha un diametro pari a 200m [Rif. 12]. Date le dimensioni di queste strutture è necessario studiare attentamente la posizione geografica più idonea alla disposizione delle singole antenne. A questo proposito è stata creata la mappa di una zona della Cina rinominata KARST (Kilometre-square Area Radio Synthesis Telescope) ricca di conche naturali. 18

34 Figura 1.8: Rappresentazione del prototipo FAST posizionato all interno di una conca naturale. All interno di quest area, è stato proposto di realizzare un primo prototipo denominato FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope) con apertura sferica pari a 500m (figura 1.8). Il principio di funzionamento di questa struttura si basa su quello della parabola. Pur avendo, infatti, un area di raccolta molto ampia, solo una piccola porzione per volta è illuminata (figura 1.9). Questo è realizzato grazie alla possibilità di comandare elettronicamente il movimento del ricevitore. Date le sue dimensioni (500m di apertura sferica e 300m di diametro), questo prototipo potrebbe diventare il più grande radiotelescopio a singolo piatto esistente al mondo. O d F R H D Figura 1.9: Prototipo di antenna per il FAST. 19

35 1.4.4 Soluzione olandese Il modello olandese è uno dei progetti più avanzati a livello europeo, in quanto, già dalla metà degli anni 90, sono stati compiuti studi per la realizzazione di un prototipo, che potesse dare risposte concrete ad alcune domande poste dal progetto SKA. Attualmente l istituto di ricerca NFRA (Netherlands Foundation for Research in Astronomy) è arrivato a proporre il progetto THEA (THousand Element Array), passando attraverso l esperienza di altri due strumenti sperimentali, come AAD (Adaptive Antenna Demostrator) e OSMA (One Square Meter Array). In figura 1.10, è mostrata la struttura di un primo prototipo di THEA composto da quattro piastrelle (tiles), anziché dalle sedici del progetto finale. Figura 1.10: Quattro piastrelle del progetto THEA posizionate vicino al radiotelescopio di Dwingeloo (in Olanda). I primi studi sono stati effettuati prevalentemente sul comportamento dell antenna (AAD), per capire il suo funzionamento anche nei confronti delle interferenze. I risultati di questi test sono 20

36 stati resi noti nel 1997, anno in cui si è considerato concluso il progetto AAD. L esperienza acquisita è stata subito riversata in un secondo progetto, chiamato OSMA, nel quale 64 antenne AAD sono state collegate insieme per formare un unico array in grado di visualizzare un doppio fascio di puntamento (dall inglese beam ) guidato in modo digitale. Questa seconda fase di progetto è terminata nel 1999, anno in cui si è cominciato lo studio delle antenne e del software necessario per un sistema di dimensioni notevolmente superiori. In particolare, si è pensato di progettare il prototipo THEA, all interno del quale 1024 antenne permettono di guidare diversi fasci in modo digitale. Maggiori dettagli al riguardo saranno forniti nel terzo capitolo, nel quale analizzeremo in modo più approfondito il progetto olandese, vista la sua grande importanza nello scenario europeo a livello tecnico e politico Soluzione statunitense La proposta statunitense per SKA è chiamata ATA (Allan Telescope Array) e nasce da un progetto comune tra il SETI (Search for Extra Terrestrial Intelligence) e il laboratorio di radioastronomia dell università di Berkeley (California). Il prototipo proposto si basa su una schiera di antenne paraboliche come quella mostrata in figura Si nota uno specchio primario a forma di paraboloide (6m x 7m) ed uno secondario, più piccolo del precedente, a forma di ellissoide con asse maggiore lungo 2,4m [Rif. 14,15]. Il fuoco primario è un fuoco comune tra i due specchi, mentre nel fuoco secondario dell ellissoide è posizionato il ricevitore. Di conseguenza, il fronte d onda incidente sullo specchio primario è concentrato nel fuoco principale e poi convogliato dallo specchio secondario verso il secondo fuoco, dove il ricevitore potrà captare il segnale. Per limitare le interferenze prodotte da riflessioni sul terreno, si è aggiunto uno schermo metallico (schermo verde in figura) che riduce notevolmente la presenza di radiazione rumorosa durante queste delicate fasi di riflessione e ricezione del segnale radioastronomico. 21

37 Un primo prototipo di schiera di antenne di questo tipo, come mostrato in figura 1.12, è stato realizzato con sette antenne e con un software limitato alle esigenze di un array di tali dimensioni. Questo prototipo prende il nome di RPA (Rapid Prototype Array). L idea è quella di riuscire a realizzare una struttura, che abbia un area collettrice paragonabile a quella di un unica antenna parabolica di diametro pari a 100m. In questo modo sarebbe possibile ottenere un sistema altamente integrabile anche a livello commerciale, viste le ridotte dimensioni delle singole antenne, quindi finanziabile anche con una parte di fondi privati. Figura 1.11: Rappresentazione schematica di un antenna Gregoriana utilizzata nel progetto ATA (Allan Telescope Array). L inconveniente maggiore dei riflettori parabolici in ambito radioastronomico è la possibilità di osservare il cielo solo nella limitata porzione puntata dalle antenne. Anche nel caso si realizzassero sistemi meccanici di puntamento che rendano sincrono il movimento di tutte le antenne, si arriverebbe al limite 22

38 all inseguimento delle radiosorgente nel cielo, ma questo non significa che posso puntare contemporaneamente in due direzioni differenti, oppure avere una visione del cielo più ampia. Figura 1.12: Schiera di 7 antenne paraboliche usate nel prototipo RPA (Rapid Prototype Array). 23

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40 Capitolo 2 Abbiamo mostrato nel primo capitolo le principali soluzioni proposte a livello internazionale. Non tutte, però, saranno esaminate in dettaglio, in quanto attualmente alcune di queste sembrano ancora lontane da una possibile realizzazione per motivi sia economici sia pratici. Le proposte descritte in seguito sono quella statunitense e quella australiana. La prima soluzione è ritenuta valida sia per la capacità economica di una nazione come gli Stati Uniti d America, sia per la reversibilità in ambito commerciale delle conoscenze acquisite dalla ricerca e dallo sviluppo del prototipo. Sono già stati programmati infatti studi sulle antenne paraboliche, usate per il prototipo SKA, anche per la futura produzione di antenne satellitari per uso televisivo. Questo permetterà, quindi, una maggiore affluenza di finanziamenti, anche privati, e una più ampia divisione dei costi complessivi di progetto. La soluzione australiana, invece, è stata considerata importante, oltre che per la validità del progetto, anche per il tipo di schiera di antenne proposta. L antenna cilindro-parabolica presente a Molonglo (vicino a Canberra Australia) è infatti molto simile a quella di Medicina. Si è ritenuto perciò interessante capire le analogie anche in visione di una possibile collaborazione e integrazione dei progetti. 2.1 Progetto australiano Descrizione generale Il progetto australiano propone come elemento base per il prototipo SKA un riflettore cilindrico, il quale racchiude pregi e difetti sia della tecnologia a disco parabolico (ottima per alte frequenze) sia di quella a phased-array (molto utilizzata per le frequenze basse). In questo modo è possibile ottenere una struttura che lavora in una 25

41 gamma di frequenze molto maggiore di quella che sarebbe possibile per una qualsiasi schiera di antenne. L obiettivo iniziale è costruire SKA con antenne di 111m x 15m (figura 2.1), che come abbiamo già accennato nel capitolo precedente saranno distribuite in un ampia regione australiana [Rif. 16]. La struttura così composta avrà inizialmente una frequenza massima di lavoro sia pari a 9GHz, ma si ipotizza, successivamente, una seconda fase del prototipo, nella quale la frequenza massima sarà portata fino a 20-24GHz, anche se con una ridotta sensibilità. In entrambi i casi, la frequenza minima di lavoro è fissata attorno ai 100MHz. Figura 2.1: Dimensioni di un riflettore parabolico a confronto con le dimensioni umane (in alto a destra). Queste prestazioni sono rese possibili dalla configurazione dell antenna, che è composta da otto unità separate ognuna delle quali gestisce un fascio di un grado alla frequenza di 1.4GHz. Per soddisfare le specifiche di SKA, sono necessarie 600 antenne di questo tipo, ognuna delle quali invia ad un unità centrale i segnali ricevuti. E quindi indispensabile utilizzare un correlatore ad elevate prestazioni, che sia in grado di gestire 4800 ingressi (8unità x 600antenne) provenienti dalle singole unità che compongono le 600 antenne. Il grande numero di ingressi pone però un limite alla 26

42 sensibilità dello strumento, che è comunque possibile equilibrare aumentando il tempo di osservazione della radiosorgente. Per problemi legati ai costi elevati si preferisce iniziare con una struttura in grado di gestire solamente otto fasci, scelti tra i quaranta a disposizione, in una prefissata area del cielo. Per capirne meglio i motivi, possiamo dare un idea di massima dei costi stimati per il progetto SKA. La seguente formula riassume le principali voci di spesa del progetto: Costi TOT = Costi FISSI + ( 90 B) + (9,6 B b) [ US$ M ] dove B rappresenta la banda del segnale che lo strumento è in grado di ricevere, mentre b è pari al numero di fasci (ognuno dei quali copre un grado di cielo) di cui si vuole disporre. Un discorso a parte invece sono i Costi FISSI, per i quali è necessaria qualche ulteriore considerazione. Essi dipenderanno dal tipo di riflettore, dal line-feed (linea focale) e dal tipo e dalla quantità di elettronica e cablatura necessarie per il trasferimento dei dati. Nella tabella 2.1 si vede come variano (indicativamente) i Costi FISSI in funzione della frequenza di lavoro. Tabella 2.1: Variazione dei costi fissi (in US$) in funzione della frequenza di lavoro. In figura 2.2 è anche visualizzato graficamente l andamento dei costi della struttura in funzione della larghezza del riflettore che si intende utilizzare. Si nota subito che un aumento delle dimensioni porta inevitabilmente ad un abbassamento dei costi complessivi, in 27

43 quanto è necessario un numero inferiore di antenne. Questo però porta, come conseguenza, alla diminuzione del Field-of-View (cioè della porzione di cielo visibile con il fascio principale dello strumento). Utilizzare antenne cilindriche con ampiezza pari a 15m sembra essere il compromesso migliore per questo tipo di struttura. Come si vede anche dal grafico di figura 2.2, in queste condizioni il costo complessivo si stima essere attorno ai 1000 milioni di dollari. Figura 2.2: Costo stimato per il progetto in funzione della larghezza del riflettore cilindrico utilizzato. Per cercare un ottimizzazione del sistema in termini di costo/prestazioni, si possono utilizzare dei sistemi ibridi nei quali una direzione del cielo è scandagliata tramite i riflettori cilindrici appena descritti, mentre la direzione ad essa ortogonale è esaminata da phased-array convenzionali. Questo metodo alternativo ci permette di avere un Field of View (FOV) peggiore rispetto ad una struttura completamente costruita con phased-array, ma decisamente migliore di una composta solamente di riflettori parabolici. La scelta di soluzioni ibride può essere compresa meglio se si considerano le differenze tra le singole tecnologie. Un phased-array planare, per 28

44 esempio, ha un costo che varia proporzionalmente al numero di elementi della schiera, che a loro volta dipendono dal quadrato della frequenza. Per un riflettore cilindrico, invece, il costo varia proporzionalmente alle frequenze ed è quindi possibile spingersi a frequenze maggiori contenendo i costi complessivi della struttura. Per comprendere in modo più rigoroso a cosa sono dovute queste differenze si può fare riferimento al manuale presentato da J.D.Bunton, C.A.Jackson, E.M.Sadler nel luglio del 2002 che descrive nel dettaglio le motivazioni calcolando i differenti costi [Rif. 16]. Con una struttura a riflettori cilindrici può essere costruita un unica antenna al posto di tanti riflettori separati senza per questo aumentare il costo di realizzazione, anzi forse riuscendo a diminuirlo ulteriormente. Il vantaggio in termini qualitativi è invece quello di massimizzare l area collettrice che quindi migliora la sensibilità dello strumento. Massimizzare l area efficace significa inoltre diminuire il numero di fasci necessari e di conseguenza diminuire il numero di informazioni trasportate e le dimensioni del correlatore con il rispettivo risparmio dal punto di vista economico. Figura 2.3: Andamento dei costi di realizzazione del progetto SKA in funzione dell anno di costruzione. 29

45 I ricercatori australiani, sfruttando la famosa legge di Moore sull evoluzione delle tecnologie e la relativa diminuzione dei costi, stimano un evoluzione della spesa necessaria alla realizzazione di SKA in funzione dell anno di inizio dei lavori. Considerando plausibile che, a parità di costo, le prestazioni degli ADC e degli LNA raddoppieranno, che il costo dei componenti in tecnologia ottica per brevi distanze si dimezzerà ogni due anni, quello relativo a componenti ottici per lunghe distanze ogni quattro anni e quello relativo agli amplificatori ottici ogni otto, si può ipotizzare uno scenario schematizzato nel grafico di figura 2.3. In questa nuova ottica, cifre che attualmente possono sembrare esorbitanti potrebbero ridursi drasticamente tra qualche anno, tenendo sempre in considerazione il tipo di progetto innovativo al quale fanno riferimento Multibeaming La struttura descritta è in grado di fornire otto fasci indipendenti. Questa proprietà è fondamentale nella creazione di uno strumento tramite cui sia possibile fare del multibeaming. Che cosa si intende per multibeaming? A livello internazionale è ancora aperto il dibattito su come debba essere definito il multibeaming e su quale sia la strategia migliore per realizzarlo, ma la parola stessa suggerisce la sua funzione, ossia la gestione di più fasci contemporaneamente. In questo modo è possibile fare lavorare più utenti contemporaneamente senza che si trovino in condizioni di conflitto di risorse, oppure è possibile che un singolo utente utilizzi più fasci per visualizzare diverse regioni del cielo simultaneamente. Nello specifico, le principali caratteristiche che il prototipo australiano sarà in grado di garantire sono: 30

46 1. Response: Grazie al movimento meccanico dell antenna, che rende disponibile una porzione di cielo pari al 24% con solo un minuto di movimento meccanico dell antenna, si incrementa del 12% la possibilità di ottenere rapidamente dati che hanno un tempo di acquisizione critica. 2. Scheduling: Questa proprietà, che letteralmente significa programmazione, ci dà la possibilità di osservare più radiosorgenti contemporaneamente. Questo permette al progetto SKA di poter gestire più applicazioni e più utenti in modo trasparente, cioè senza che gli utenti si accorgano o risentano (in termini di prestazioni) della presenza di altri utenti. 3. Efficiency: Per migliorare l efficienza è disponibile un sistema di condivisione che permette lo scambio di risorse tra diverse applicazioni nei periodi di inattività. 4. Sensitivity: La sensibilità dello strumento è migliorata dalla possibilità di utilizzare otto fasci da 1 grado di apertura ciascuno. In altri termini si potrebbe vedere come se lo strumento avesse un tempo d integrazione otto volte superiore Tipologia di antenne Come già anticipato, il tipo di antenna proposto dai ricercatori australiani è il riflettore cilindrico ad asse orizzontale. Questo tipo di antenna è simile anche a quelle presenti a Medicina (ramo Est-Ovest) e a Ooty (figura 2.4) in India. Il principale vantaggio di questo tipo di struttura è la possibilità di una enorme superficie di raccolta predisponendo più moduli adiacenti e collegandoli insieme. In questo modo il costo unitario per area collettrice è indipendente dalle dimensioni della struttura complessiva, essendo la somma di unità indipendenti. Al contrario, uno dei grossi limiti di questa antenna è l impossibilità di ottenere una visuale completa del cielo. Data la sua 31

47 struttura, infatti, l antenna non riesce a ruotare completamente e questo impedisce la visuale ai 30 ai suoi estremi. Per ovviare a tale problema si potrebbe prendere in considerazione un altro tipo di riflettore, come ad esempio quello ad asse verticale. I maggiori costi relativi alle strutture meccaniche non hanno però convinto gli scienziati australiani che, forti dell antenna già esistente a Molonglo, preferiscono puntare su questo tipo di struttura (riflettore ad asse orizzontale). Una soluzione diametralmente opposta a quella delle antenne ad asse verticale sarebbe quella dei riflettori fissi, cioè senza asse di rotazione. Questo tipo di riflettori è notevolmente più economico per quanto riguarda la costruzione della struttura meccanica, ma richiede una gestione del puntamento totalmente elettronica. Questa soluzione non è però quasi mai presa in considerazione in ambito radioastronomico a causa della scarsa qualità garantita dal solo puntamento elettronico. Figura 2.4: Rappresentazione schematica del riflettore cilindrico ad asse orizzontale presente ad Ooty (India). 32