Antenne per Radioastronomia

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Severina Cavallaro
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1 Antenne per Radioastronomia Giorgio Sironi Dipartimento di Fisica G.Occhialini Milano 11 Gennaio

2 L Antenna ha la funzione di trasferire con la massima efficienza il segnale elettromagnetico dal cielo ad una linea di trasmissione e da questa al sistema (Ricevitore) in grado di analizzarlo assume forme diverse può essere semplice (es: filo), complessa (es. parabola) o insieme di antenne più semplici (es. interferometro, sistemi ad apertura sintetica Milano 11 Gennaio

analizzarlo assume forme diverse può essere semplice (es: filo), complessa (es.

3 Antenna come adattatore di impedenza tra propagazione libera (Zo = 377 Ohm) e propagazione guidata (Zo = Ohm) ottenibile deformando gradualmente la linea di trasmissione horn dipolo semplice dipolo verticale (da guida d onda) (da linea bifilare) (da cavo coassiale) Milano 11 Gennaio

gradualmente la linea di trasmissione horn dipolo semplice dipolo

4 Antenna come circuito risonante a costanti concentrate a costanti distribuite ν = 1/2π (LC) ν = n [c/2 l ] n=1,2,3.. Milano 11 Gennaio

5 Ogni antenna è polarizzata è caratterizzata da una regione di campo vicino (r λ = c/ν) e da una regione di campo lontano (r >> λ) ha le stessa proprietà sia in trasmissione che in ricezione (teorema di reciprocità) ha dimensioni confrontabili con λ Milano 11 Gennaio

stessa proprietà sia in trasmissione che in ricezione (teorema di

6 Risposta angolare di un antenna Diagramma di potenza : I Poiché ha dimensioni confrontabili con λ sia in trasmissione che in ricezione sono importanti i fenomeni di diffrazione della radiazione comparsa di lobi laterali mai trascurabili Milano 11 Gennaio

ricezione sono importanti i fenomeni di diffrazione della

7 Risposta angolare di un antenna Diagramma di potenza : II HPBW = larghezza del fascio a metà altezza BWFN = larghezza tra i primi zeri Ω A = 4π Pn(θ,φ) sen θ dθ dφ = fascio d antenna (sr o gradi2) Ω M = BWFN Pn(θ,φ) sen θ dθ dφ = fascio principale (sr o gradi2) η = Ω M /Ω A = efficienza del fascio D = 4π /Ω A = direttività (D db = 10 log (D)) Milano 11 Gennaio

(sr o gradi2) Ω M = BWFN Pn(θ,φ) sen θ dθ dφ = fascio principale (sr o gradi2) η = Ω M /Ω A

8 Antenna come area di raccolta della radiazione proveniente da una certa direzione (θ, φ) P(θ,φ,ν) = A e f(p rad, p ant ) P n (θ,φ)s(θ,φ,ν) sen θ dθ dν A e = Area efficace ( area geometrica) ( m 2 ) f(p rad, p ant ) = fattore di accoppiamento delle polarizzazioni (0 f 1) P n (θ,φ) = risposta in potenza (0 P n 1) = diagramma di potenza S(θ,φ,ν) = flusso della sorgente (Watt/m 2 sr Hz) Si può anche scrivere T a = Temperatura d antenna P(θ,φ,ν) = KT a ν Milano 11 Gennaio

accoppiamento delle polarizzazioni (0 f 1) P n (θ,φ) = risposta in potenza (0 P n 1) = diagramma di potenza S(θ,φ,ν) =

9 Legame tra risoluzione angolare ed area di un antenna Ω A A e = λ 2 θ x θ y L x L y λ 2 θ λ/l A causa di λ la risoluzione dei radiotelescopi è limitata rispetto a quella dei telescopi ottici Milano 11 Gennaio

la risoluzione dei radiotelescopi è limitata rispetto

10 Via d uscita : interferometria Sommiamo i segnali di due antenne ideali a risposta isotropa Milano 11 Gennaio

11 Combinazione di antenne reali Vale il Principio di moltiplicazione dei diagrammi d antenna Il diagramma di un insieme di antenne identiche è uguale al prodotto del diagramma dell insieme di antenne supposte isotrope per il diagramma di una singola antenna P tot (θ,φ,ν) = P ant (θ,φ,ν) P insieme (θ,φ,ν) Milano 11 Gennaio

diagramma dell insieme di antenne supposte isotrope per il diagramma di una

12 Interferometro reale Milano 11 Gennaio

13 La Funzione di Visibilità V(θ,φ, s/λ) = (Smax Smin) / (Smax + Smin) Milano 11 Gennaio

14 Le immagini delle sorgenti fornite da una antenna reale sono deformate B app = B *(Ω s /Ω A ) T app b = T b *(Ω s /Ω A ) Ω s < Ω A N.B. S (flusso) = B (brillanza) * Ω s (estensione angolare della sorgente) T b (temperatura di brillanza) = B λ 2 / 2K Milano 11 Gennaio

15 Ricostruzione dell immagine di una sorgente Tenuto anche della fase dei segnali (rispetto ad un centro di fase opportunamente scelto) eseguendo osservazioni della sorgente con diversi valori della base s dell interferometro si ricava la Funzione di visibilità complessa V c Si può dimostrare che V c è uguale alla trasformata di Fourier della distribuzione di brillanza della sorgente Milano 11 Gennaio

dell interferometro si ricava la Funzione di visibilità complessa V c Si può dimostrare che V c è

16 Pertanto il problema di fare la mappa accurata di una sorgente è ricondotto alla misura della visibilità usando il maggior numero di basi dell interferometro da s/λ = 0 (antenna singola) ad s/λ (interferometria intercontinentale e spaziale) Servono quindi sia antenne singole che sistemi interferometrici piccoli e grandi Milano 11 Gennaio

0 (antenna singola) ad s/λ (interferometria intercontinentale e spaziale) Servono

17 Antenne singole semplici Milano 11 Gennaio

18 Antenne singole complesse Attenzione : ottica geometrica non applicabile Milano 11 Gennaio

19 Antenne ad apertura sintetica Milano 11 Gennaio

20 Sistemi che sfruttano antenne distribuite e il moto della Terra per realizzare aperture sintetiche di grandi dimensioni MERLIN VLBI Interferometria spaziale VLA Milano 11 Gennaio

21 Le immagini vanno pulite Cygnus A Milano 11 Gennaio

22 Antenne Speciali : horn corrugati Milano 11 Gennaio

23 Misure Assolute e Calibrazioni Milano 11 Gennaio

24 Misure Assolute e Calibrazioni 33 GHz Dome C (Antartide) GHz Campo Imperatore Milano 11 Gennaio

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