S. Montebugnoli Istituto di Radioastronomia (Bologna) Istituto Nazionale di Astrofisica

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1 Convegno Nazionale di Radioastronomia Amatoriale Trento Ottobre 2004 S. Montebugnoli Istituto di Radioastronomia (Bologna) Istituto Nazionale di Astrofisica

2 La radioastronomia amatoriale L attività amatoriale potrebbe assumere grande importanza nel campo radio, pari a quella che gli astrofili rivestono in campo ottico. I grandi e costosi radiotelescopi si concentrano su sorgenti per poco tempo MENTRE i radiotelescopi amatoriali potrebbero tenere sotto controllo vaste porzioni di cielo per molto tempo e, soprattutto, a costo contenuto

3 la radioastronomia amatoriale è molto adatta a rivelare radiosorgenti che hanno improvvise e violente variazioni di flusso (burst), fenomeni transienti come megapulse in pulsar forti o segnali ET (SETI)...potrebbe anche portare un grande contributo allo studio di tematiche come: - Spettroscopia, - Osservazioni nel continuo (non-imaging astronomy), - Studio degli echi radar nel controllo degli asteroidi (NEO), - Monitoraggio dei detriti spaziali

4 In radioastronomia si possono implementare tecniche di imaging o tecniche di non- imaging. - Imaging radiostronomy: servono antenne di dimensioni notevoli, ricevitori a larga banda a basso rumore e basso livello di interferenze radio. t = k T sys Bτ - non-imaging radioastronomy: dove si studiano nel dominio del tempo i livelli del segnale radio da sorgenti come il Sole (flares) o altre sorgenti forti (Cassiopea, Virgo A ecc..). In questo caso bastano antenne più semplici e ricevitori molto meno costosi Come si monitorizza il livello di una radiosorgente?

5 Ricev. R C V Registratore a carta S F eq M F eq = S x Flusso 0.26 x M

6 Antenna singola: -Sensibilità R 2 -Potere Risol, λ/d

7 Interferometro: Potere Risolutore:~λ/d Sensibilità: N x D 2 d=distanza antenne N=numero antenne D=diametro antenna d Ritardo D

8 F i (A,ϕ) FFT -1 [F i (A,ϕ)]

9 L attuale tecnologia rende possibile la costruzione di radio telescopi con ottime prestazioni e a costi contenuti sfruttando gli..

10 LNA Vector Mod. Sommatore Acq. dati. Acq. dati. Si può sintetizzare una grande antenna installando molte paraboline a basso costo.

11 Vector Modulator (rotatore di fase) Att. Cos R LNA 0 FPB 90 /180 LO Σ (A, φ) Att. 90 Sin FPB I I A φ R Sommatore

12 un possibile array a 1420 MHz (H). consideriamo un array di 225 paraboline da 1.5 m di diametro S 1.76 m 2 (Area geometrica) S totale = 1.76 x 225 =396 m m 2 Parabola di ~20 m di diametro!! Array di 15x15 paraboline 22.5 m α =57.3/107 =32 G=4πA eff / λ 2 = x 240 /0.044= 48.3 db 2kK T 1 A Bτ 10 s sys Flusso min.det. S = 26 eff δ=57.3/107 = m Parabole piccole FOV grande.

13 Alcune note sul FOV.. Potere Risolutore:~λ/D α 100 m

14 Fascio singolo mobile all interno del FOV principio Sommatore Acq. dati. Acq. dati..per avere immeditamente tutti i pixel dovrei avere tutti i fasci possibili che stanno all interno del FOV..

15 Multifascio (direct imaging)

16 Una possibile configurazione molto flessibile per un radiotelescopio semiprofessionale: il Montecorvino array Mstar (Salerno) IRA (Bo), RADIOASTROLAB (An), ESSAT(Ra) 60 mt EST SUD Imaging

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18 Antenne Scientific Atlanta 7 mt

19 Med-MCSA MCSA-1 Uno spettrometro semi-professionale a basso costo. Input Bw ~ 8 MHz PFB 4 K channels PCI Interface N chan = 4 k x 2 k canali Banda Base (Complessa o reale) in 1 in 2 clk AD1 AD2 ROM FPGA Virtex PCI Bridge ROM 66 MHz 64 bit MS/Sec (8+8 bit cmplx) 160 Mbit Stesso processing dei dati del SerendipIV

20 Gli array presentano grossi vantaggi nei confronti delle antenne piene: 1- Facilità di puntamento meccanico. 2- Agili e veloci nel puntamento. 3- Non hanno problemi di vento, fondazioni e/o strutture meccaniche particolari. 4- Notevole area collettrice unitamente ad un grande FOV. 5- Modalità multibeam possibile 6- Modularità. 7- Costo per m 2 (a parità di superficie) molto inferiore a quello delle grandi parabole.

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22 Osservazione in riga (H, H 2 O, ecc.) BW=10 MHz 0.1 GHz 1 GHz 1.8 GHz 1.42 GHz f PFB 4 K channels PCI Interface 1420MHz receiver in 1 in 2 AD1 AD2 FPGA Virtex PCI Bridge clk ROM ROM Idrogeno (1420 MHz): Analisi dettagliata della riga a 21 cm

23 SETI PFB 4 K channels PCI Interface 1420MHz receiver in 1 in 2 AD1 AD2 FPGA Virtex PCI Bridge clk ROM ROM 8 milioni di canali su 8 MHz di banda

24 Radar bistatico Asteroide 1998WT24 Bologna (Medicina) NASA-JPL Goldstone (Mojave desert) California (USA)

25 Osservazioni radioastronomiche 5.6 deg. 7.1 deg. (1.7 deg.) 1 Rx=¼ di cilindro 170 m 2 ( 42 m 2 ogni ricevitore) Cassiopea 4 receivitori=1 cilindro

26 Ricapitolando.la radioastronomia amatoriale Punti principali da affrontare nella costruzione di un radiotelescopio amatoriale: Control and Radio Room 1- ANTENNA (Nuova / Usata/ Array) 2- RICEVITORE 7.5 m 3- Acquisizione dati 4- Software

27 La radioastronomia amatoriale può dare un fondamentale contributo alla ricerca radioastornomica, al SETI, alla rivelazione di echi radar (Space Debris e Neo), Spettroscopia.. è fondamentale per fare avvicinare gli astrofili ottici allo studio radio dell universo! Questo significherebbe aprire una nuova finestra nel cielo e scrutare nuovi scenari!

28 Appendice Alcune trasparenze di utilità generale

29 Principio di funzionamento di un radiotelescopio. D

30 Formazione fasci adattiva

31 Possibili configurazioni delle antenne: N N W E W E S Diverse possibilità di raggruppamento (Modularità in E-W o N-S) S

32 Multifascio.come si crea? In questo caso devo avere una formazione fascio per ogni beam che compone il FOV.