PROGETTO DI UN AMPLIFICATORE BILANCIATO E DI UNO DIFFERENZIALE E CONFRONTO DELLE LORO PRESTAZIONI PER APPLICAZIONI RADIO NELL’AMBITO DEL PROGETTO SKA (SQUARE KILOMETER ARRAY)

UNIVERSITA’DEGLISTUDIDIBOLOGNA

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FACOLTA’ DI INGENERIA

CORSO DI LAUREA IN INGEGNERIA DELLE TELECOMUNICAZIONI

INSEGNAMENTO:MICROONDE

PROGETTO DI UN AMPLIFICATORE

BILANCIATO E DI UNO DIFFERENZIALE E

CONFRONTO DELLE LORO PRESTAZIONI

PER APPLICAZIONI RADIO NELL’AMBITO

DEL PROGETTO SKA

(SQUARE KILOMETER ARRAY)

TESI DI LAUREA DI:

CINZIA CARLOTTI

RELATORE:

CHIAR.MA PROF.ING.ALESSANDRA COSTANZO

CORRELATORI: DOTT.ING.MARCO POLONI

DOTT.ING.FEDERICO PERINI

GRAZIE A….

Al termine di questa straordinaria esperienza di lavoro e soprattutto di vita,

mi sento in dovere di ringraziare la Prof.Costanzo e l’Ing.Montebugnoli

per avermi dato la possibilità di svolgere la tesi presso il Radiotelescopio

di Medicina.

Grazie di cuore anche a Marco e Federico che mi hanno seguito, aiutato e

sostenuto, durante tutto lo svolgimento della tesi con una pazienza davvero

infinita.

Rivolgo inoltre un particolare ringraziamento ad Alessandro Cattani, senza

il quale la realizzazione così rapida dei prototipi non sarebbe stata

possibile, e a Sergio Mariotti, per il prezioso aiuto datomi nella

caratterizzazione degli amplificatori.

Un grazie a Germano e Fabio e a tutti quelli che, volenti o nolenti, hanno

dovuto sopportare le mie “incursioni” nei loro uffici.

Grazie infine a tutte le persone che lavorano al radiotelescopio per la

cordialità e l’amicizia che mi hanno dimostrato sin dal primo giorno.

Grazie a Luca, Vincenzo, Claudio, Enrico, Cristian, Assan e a tutti i

laureandi e tirocinanti che hanno condiviso con me questo importante

periodo della nostra vita. Grazie ragazzi, siete mitici!

Voglio inoltre ringraziare i miei genitori che, in tutti questi anni mi hanno

sostenuto e hanno condiviso con me le gioie e i dolori dell’università.

Grazie per avermi sopportato, la laurea dovrebbero darla anche a voi!

Grazie alle mie zie, ai miei zii, a tutti i miei meravigliosi e variegati cugini,

a mia nonna Dana e a tutti quelli che mi hanno dimostrato il loro amore in

questi anni.

Un enorme grazie a tutti i ragazzi di Bologna, Francesco, Luca, Simone,

Marco, Nico, Michele, Seba, Elisa e Paolo, che hanno condiviso con me

gli studi e, con la loro presenza, hanno alleggerito il carico degli esami. Un

grazie anche a Cinzia (non emozionarti!), Cristian, Cristina e a tutte le

ragazze e i ragazzi di Ferrara, che con la loro amicizia hanno riempito di

gioia la mia vita!

Grazie alla mia nonna Emma che non c’è più, ma che so che mi è stata

vicina e mi ha sorvegliato in tutti questi mesi di duro lavoro.

Grazie per tutte le volte che ero sfinita e tu ti mettevi lì a massaggiarmi (e

a tirarmi le dita dei piedi!)

Grazie per tutte le volte che mi hai svegliato russando e grazie per tutte le

volte che mi hai fatto saltare nel tuo letto a farti il solletico.

Grazie per la tua forza e per la famiglia che mi hai dato.

Grazie per essere stata la mia nonna…

E per finire…entrata trionfale (perché sei modesto!), grazie a te, Gianluca!

Grazie per la pazienza che hai avuto negli ultimi mesi e grazie anche per

tutte le volte che non mi hai lasciato essere egoista. Grazie per la nostra

(quasi) casa e grazie per l’appoggio che mi dimostri e che mi hai

dimostrato in tutti questi anni.

Sei stato un mio amico, il mio ragazzo, il mio compagno… adesso sei una

parte della mia anima.

Con tutto il mio cuore, con tutta la mia anima e con tutta la mia mente

Questo lavoro è dedicato a te.

Indice

INTRODUZIONE – LA RADIOASTRONOMIA

I.1 ORIGINE E SVILUPPO DELLA RADIASTRONIOMIA 1

I.2 CARATTERISTICHE FREQUENZIALI DELLA RADIOASTRONOMIA 3

I.3 I RADIOTELESCOPI 4

I.4 S.K.A. 9

I.4.1 Il Progetto Australiano 11

I.4.2Il Progetto Americano 14

I.4.3 Il Progetto Canadese 15

I.4.4Il Progetto Cinese 17

I.4.4Il Progetto Olandese 18

CAPITOLO 1 – LA CROCE DEL NORD

1.1 LA STAZIONE RADIOASTRONOMICA DI MEDICINA 22

1.1.1 La Linea Focale e i Dipoli a Mezz’onda 26

1.2 L’UPGRADE DELLA CROCE DEL NORD VERSO IL “PROGETTO SKA” 28 1.2.1 Configurazione Attuale della Croce del Nord 28

1.2.2 Configurazione Futura 30

CAPITOLO 2 – AMPLIFICATORI A RADIOFREQUENZA

2.1 LNA: INTRODUZIONE 35

2.2 RUMORE NEI DISPOSITIVI ELETTRONICI 36

2.3 GENERALITA’ SUGLI AMPLIFICATORI A RADIOFREQUENZA 39 2.4 CARATTERISTICHE DEGLI AMPLIFICATORI A RADIOFREQUENZA 41

2.4.1 Figura di Rumore(NF) 41

2.4.2 Guadagno e Adattamento 42

2.4.3 Stabilità 47

2.4.4 Non Linearità e Distorsione Armonica 49

2.4.5 Non Linearità e Distorsione di Intermodulazione 50 2.4.6 Punto di Intercetta del III Ordine (IP3) 54

2.4.7 Punto di Compressione a 1Db 56

2.5 CONSIDERAZIONI GENERALI 56

CAPITOLO 3 – PREAMPLIFICATORE CON ARCHITETTURA BILANCIATA

3.1 L’AMPLIFICATORE BILANCIATO 59

3.2 ACCOPPIATORI IBRIDI A 90 GRADI 59

3.3 FUNZIONAMENTO DELL’AMPLIFICATORE BILANCIATO 62

3.4 CARATTERISTICHE DELL’AMPLIFICATORE BILANCIATO 67

3.5 PROGETTO DI MASSIMA IN BASE ALLE SPECIFICHE RICHIESTE 70

3.5.1 Considerazioni Iniziali di Progetto 70

3.5.2 Specifiche del Progetto 70

3.5.3 Caratteristiche del Progetto Iniziale 71

3.5.4 Il problema dello Shift in Frequenza 73

3.5.5 Scelta dell’Accoppiatore Ibrido a 90° 75

CAPITOLO 4 - PREAMPLIFICATORE CON ARCHITETTURA DIFFERENZIALE

4.4 ANDAMENTO DELLA TENSIONE DIFFERENZIALE DI USCITA 84 4.5 CARATTERISTICHE DEGLI AMPLIFICATORI DIFFERENZIALI 86

4.5.1 Calcolo dei Guadagni 86

4.5.2 CMRR 87

4.5.3 Definizioni di Dinamica di Ingresso e di Uscita di Modo

Comune e Differenziale 88

4.5.4 Considerazioni Relative alla Dinamica 89

4.6 CARATTERISTICHE NON IDEALI DELL’AMPLIFICATORE DIFFERENZIALE 90 4.6.1 Tensione di Offset di Ingresso e di Uscita 90 4.6.2 Campo di Variazione delle Tensioni di Modo Comune in Ingresso 91

4.6.3 PSRR 91

4.7 AMPLIFICATORE DIFFERENZIALE CON USCITA SINGOLA 92

4.8 LA CONFIGURAZIONE CASCODE 94

4.9 PROGETTO DELL’LNA CON ARCHITETTURA DIFFERENZIALE 100

4.9.1 Specifiche del Progetto 100

4.9.2 Scelta del Dispositivo Attivo 101

4.9.3 Scelta del Punto di Lavoro 103

4.9.4 Individuazione dell’Architettura delle Matching Network 103

4.9.5 Schema Complessivo 105

CAPITOLO 5 – MICROWAVE OFFICE

5.1 DESCRIZIONE GENERALE DEL SOFTWARE 108

5.2 L’AMBIENTE DI PROGETTAZIONE 110

5.3 PARAMETRI DI PROGETTO 111

5.4 LE SIMULAZIONI LINEARI 113

5.5 CREAZIONE DEL LAYOUT 116

5.6 SIMULATORE NON LINEARE 119

CAPITOLO 6 - SIMULAZIONI

6.1 PROGETTO DELL’AMPLIFICATORE BILANCIATO 122

6.2 AMPLIFICATORE BILANCIATO CON BANDA DI 20MHz 123

6.2.1 Individuazione dell’Architettura delle Reti di Adattamento

e Polarizzazione dell’Amplificatore a Singolo Stadio 123 6.2.2 Ottimizzazione dei Valori dei Componenti Circuitali delle

Matching Network 124

6.2.3 Verifica del Punto di Lavoro 130

6.2.4 Presentazione dei Risultati Ottenuti 131

6.2.5 Studio della Stabilità 133

6.2.6 Simulazioni con i File di Parametri S 139

6.2.7 Configurazione Bilanciata con Splitter Ideali 142 6.2.8 Configurazione Bilanciata con Splitter con insertion loss diversa da zero 144 6.2.9 Configurazione Bilanciata con Modello per amplitude

unbalance e phase unbalance 144

6.2.10 Analisi ai Grandi Segnali 147

6.3 AMPLIFICATORE BILANCIATO CON BANDA DI 250MHz 148 6.3.1 Individuazione dell’Architettura delle Reti di Adattamento

e Polarizzazione dell’Amplificatore a Singolo Stadio 149 6.3.2 Ottimizzazione dei Valori dei Componenti Circuitali

delle Matching Network 150

6.3.3 Verifica del Punto di Lavoro 151

6.3.4 Presentazione dei Risultati Ottenuti 152

6.3.5 Studio della Stabilità 153

6.3.6 Simulazioni con i File di Parametri S 154

6.3.6 Configurazione Bilanciata con Splitter con Insertion Loss diversa da zero 157

6.5.2 Le Simulazioni con Microwave Office 161

6.6 CONSIDERAZIONI INIZIALI DI PROGETTO 163

6.7 PROGETTO A BANDA LARGA 165

6.8 PROGETTO DELL’AMPLIFICATORE DIFFERENZIALE A 100MHz 171 6.8.1 Individuazione della Topologia delle Reti di Adattamento

di Ingresso e di Uscita del Dispositivo 172

6.8.2 Ottimizzazione dei Valori degli Elementi Circuitali 173

6.8.3 Verifica del Punto di Lavoro 174

6.8.4 Risultati delle Simulazioni 174

6.8.9 Simulazioni con i File di Parametri S 174

6.8.10 Verifica della Stabilità 177

6.8.11 Valutazione dell’IP3 178

6.8.12 Valutazione del CMRR 178

6.9 CONSIDERAZIONI RIEPILOGATIVE SUL PROGETTO 180

6.10 CONFRONTO DELLE PRESTAZIONI 181

CAPITOLO 7 – REALIZZAZIONE DEI CIRCUITI

7.1 REALIZZAZIONE DEL PROTOTIPO DELL’AMPLIFICATORE BILANCIATO 186

7.2 PROGETTAZIONE DEL LAYOUT DEL CIRCUITO 186

7.2.1 Individuazione dei Componenti da Utilizzare nel Prototipo 186 7.2.2 Determinazione della Larghezza delle Piste e della loro

Lunghezza Relativamente al Dispositivo Singolo 188 7.2.3 Individuazione del Layout della Struttura Bilanciata 189 7.2.4 Risultati delle Simulazioni Elettromagnetiche 191

7.2.6 Valutazione dell’Ingombro del Circuito 194

7.3 REALIZZAZIONE DEL LAYOUT 196

7.4 MONTAGGIO DEI COMPONENTI 198

7.5 REALIZZAZIONE DEL PROTOTIPO DELL’AMPLIFICATORE DIFFERENZIALE 200

7.6 PROGETTAZIONE DEL LAYOUT DEL CIRCUITO 200

7.6.1 Individuazione dei Componenti da Utilizzare nel Prototipo 200 7.6.2 Determinazione della Larghezza delle Piste e

Individuazione del Layout più adatto alla Struttura Complessiva 201

7.6.3 Considerazioni di Progetto 204

7.6.4 Considerazioni sulle Reti di Polarizzazione 206

7.6.5 Valutazione dell’Ingombro del Circuito 206

7.7 REALIZZAZIONE DEL LAYOUT DEL CIRCUITO 207

7.8 MONTAGGIO DEI COMPONENTI 207

CAPITOLO 8 – CARATTERIZZAZIONE DEI CIRCUTI

8.1 CARATTERIZZAZIONE DEL PROTOTIPO DELL’AMPLIFICATORE BILANCIATO 208

8.1.1 SIMULAZIONI CON LO SPLITER PSCQ-2-450 208

8.1.2 MISURA DEI PARAMETRI S 209

8.1.3 MISURA DEL RUMORE 213

8.1.4 MISURE DI DINAMICA 219

8.2 CARATTERIZZAZIONE DELL’AMPLIFICATORE DIFFERENZIALE 222

CAPITOLO 9 - CONCLUSIONI

9.1 CONCLUSIONI E SVILUPPI FUTURI 226

9.1.1 L’Amplificatore Bilanciato 226

9.1.2 L’Amplificatore Differenziale 227

INTRODUZIONE 1 ___________________________________________________________________________

I.1 O

L’osservazione dell’Universo è possibile attraverso due “finestre”:

la finestra ottica e la finestra radio. Mentre della finestra ottica si occupa l’Astronomia classica, la finestra radio è argomento della Radioastronomia.

La Radioastronomia rappresenta, quindi, quel campo dell’astronomia che studia l’universo nella porzione di spettro che va dai 30MHz ai 300GHz, cioè dalle radioonde alle microonde.

Le origini della radioastronomia sono relativamente recenti. Già alla fine del XIX secolo, alcuni studi presero in considerazione la possibilità che i corpi celesti, ed in particolare il Sole, potessero emettere onde radio. I primi risultati certi si ottennero, però, soltanto nel secolo successivo.

L’effettiva scoperta di segnali radio di natura non terrestre ebbe luogo, in modo casuale, nel 1932, per opera di Karl Jansky. Jansky era impiegato presso i Bell Telephone Laboratories e aveva l’incarico di studiare la natura di interferenze di tipo elettrostatico, riscontrate sui collegamenti telefonici trans-oceanici. Durante i suoi esperimenti, egli individuò tre tipi di fenomeni: due si dimostrarono di origine temporalesca, mentre, il terzo si rivelò essere un rumore, molto debole, di origine sconosciuta. Dopo lunghe indagini, egli notò che il fenomeno si ripeteva con un periodo di qualche minuto inferiore alle 24 ore (23 ore e 56 minuti). Più tardi, arrivò a scoprire che questo era originato dall’emissione, da parte delle regioni più dense della Via Lattea, di segnali a radiofrequenza, a cui fu dato il nome di radio-rumori galattici.

Figura 1. Antenna usata da Jansky nelle sue osservazioni

INTRODUZIONE 2 ___________________________________________________________________________

Negli anni successivi, un ulteriore contributo alle osservazioni radioastronomiche fu dato da Grote Reber. Reber era un radioamatore e il suo interesse si rivolse fin da subito alle scoperte fatte da Jansky. Nel 1937, egli costruì quello che si può considerare come il primo vero radiotelescopio: un riflettore parabolico di 9.5m di diametro, assemblato su di una robusta montatura in legno. Dopo aver raccolto ed elaborato un numero sufficiente di dati, nel 1944, egli fu anche in grado di compilare la prima radio-mappa della nostra galassia.

Figura 2. Il primo radiotelescopio costruito da Reber

Dopo la Seconda Guerra Mondiale, quando divennero disponibili le tecnologie radar, la radioastronomia godé di ulteriori sviluppi che la portarono ai livelli dell’astronomia ottica.

Notevole fu, in quegli anni, il contributo di John Kraus. Egli diede vita, presso la Ohio State University, al primo osservatorio radio e fu autore di diverse pubblicazioni in ambito radioastronomico, che, ancora adesso, sono da considerarsi di fondamentale importanza.

Oggi la radioastronomia ha raggiunto livelli tecnologici altissimi e rappresenta uno dei più importanti mezzi di osservazione per lo studio del nostro universo.

INTRODUZIONE 3 ___________________________________________________________________________

Tra le principali tappe del progresso della radioastronomia, vanno ricordate: la scoperta della struttura a spirale della Galassia, l’identificazione ottica di alcune radiosorgenti e la scoperta delle quasar e delle pulsar.

Di fondamentale importanza, fu, inoltre, la scoperta della riga spettrale dell’idrogeno neutro, l’elemento più diffuso nell’universo, a 1420MHz (21cm), ad opera dell’astronomo olandese H.C. Van de Hulst.

I.2 C

Nonostante gli oggetti celesti forniscano informazioni distribuite sull’intero spettro elettromagnetico, la loro ricezione, da terra, è possibile solo in una piccola parte di esso. Tale parte comprende il visibile, le microonde e le radioonde.

Figura 3. Trasparenza atmosferica

Infatti, nella parte alta dello spettro elettromagnetico (λ<1cm), le radiazioni sono assorbite dall’ossigeno e dal vapore acqueo della bassa atmosfera, mentre, nella parte bassa dello spettro (λ oltre i 10m), le osservazioni sono limitate dalla presenza della ionosfera, che riflette verso l’esterno le onde provenienti da oggetti lontani dal nostro pianeta.

Le onde di frequenza compresa tra i 3MHz e i 30GHz non vengono invece assorbite in modo sensibile dalla materia interstellare e dalle nubi terrestri. Diviene perciò possibile, per la radioastronomia, studiare le caratteristiche di oggetti celesti, altrimenti invisibili con i normali strumenti ottici.

INTRODUZIONE 4 ___________________________________________________________________________

Non tutte le limitazioni nell’osservazione alle radiofrequenze sono, però, di origine “naturale”. Le interferenze radio di tipo “man- made” stanno, infatti, seriamente minando il futuro della Radioastronomia e questo, nonostante la banda riservatale sia, di fatto, protetta dal Ministero delle Comunicazioni. Ciò complica notevolmente il lavoro degli ingegneri impegnati nella progettazione dei radiotelescopi, in quanto rende indispensabile che questi ultimi siano sempre più sofisticati e dotati di tecniche di mitigazione delle interferenze via via più potenti.

I.3 I

Lo strumento principalmente utilizzato in radioastronomia per la ricezione delle onde elettromagnetiche è chiamato radiotelescopio.

Un radiotelescopio consiste, in generale, di una antenna, dotata di uno specchio avente forma parabolica o cilindro-parabolica. La scelta di tale forma è legata alle sue proprietà geometriche, per le quali:

• Tutte le radiazioni provenienti da una direzione parallela all’asse della parabola convergono sul fuoco

• Tutti i punti di una superficie d’onda (punti equifase) provenienti da una direzione parallela all’asse della parabola si trovano ancora in fase sul fuoco.

Attraverso l’uso di opportuni trasduttori, posti sul fuoco, le onde elettromagnetiche, vengono convertite in segnali elettrici, tali da potere essere analizzati con la normale strumentazione elettronica.

Le principali grandezze caratterizzanti un radiotelescopio sono:

• Sensibilità

• Potere risolutore

• Campo visivo

Per sensibilità si intende la capacità di rivelare segnali molto deboli. Tale grandezza dipende dall’area di raccolta, dall’efficienza di antenna a dalla sensibilità del ricevitore utilizzato per amplificare i segnali ricevuti. I segnali radioastronomici, però, sono

INTRODUZIONE 5 ___________________________________________________________________________

così deboli da essere fino a svariati ordini di grandezza al di sotto del rumore generato dal ricevitore. Questo fatto complica notevolmente il post-processing, dato che si rende necessario un tempo di integrazione estremamente lungo. Per questo motivo, si tendono a realizzare grandi aree collettrici, in modo da aumentare la quantità di energia elettromagnetica, associata all’onda incidente e semplificare, così, l’elaborazione del segnale ricevuto.

Il potere risolutore rappresenta l’angolo minimo sotto cui è possibile distinguere due oggetti vicini. In particolare, in radioastronomia, per angolo minimo si intende la minima separazione angolare tra due oggetti celesti, alla quale le immagini risultano distinte anziché confuse in una sola.

Il potere risolutore è legato all’apertura del fascio di antenna che dipende, a sua volta, dal diametro della stessa. Se indichiamo con ϕ l’apertura, espressa in gradi, del fascio e con ^Dλ il diametro dell’antenna misurato in lunghezze d’onda, la relazione tra queste due grandezze è esprimibile come (Ref.[3]):

^Dλ

57.3°

ϕ =

.

Se il diametro aumenta, il fascio si restringe, per cui il sistema diventa più direttivo e la risoluzione migliora.

Questa proprietà è mostrata chiaramente in Fig.4.

INTRODUZIONE 6 ___________________________________________________________________________

Per esempio, un telescopio ottico di 10 cm di diametro, ha un potere risolutore di circa 1 secondo di arco (1/3600 di angolo giro).Per ottenere lo stesso potere risolutivo da un radiotelescopio, dato che la lunghezza d’onda radio può essere anche un milione di volte maggiore della lunghezza d’onda ottica, è necessario un diametro di 50 km, condizione che è impensabile raggiungere nella pratica.

Per campo visivo si intende l’istantanea e contigua area di angolo solido di cielo che può essere figurata, cioè l’angolo nel quale noi possiamo collocare N beams indipendenti.

Potere risolutore e sensibilità sono, quindi, i fattori più critici e più delicati per gli studi radioastronomici.

Per arrivare ad avere una sensibilità e un potere risolutore, tali da riuscire a ricevere segnali estremamente deboli, si dovrebbero costruire antenne di dimensioni enormi e difficilmente realizzabili.

Per ovviare a tutto ciò, si utilizza la tecnica interferometrica.

Questa tecnica è basata sul noto principio dell’ottica secondo il quale, per ottenere la massima risoluzione possibile da uno specchio di dato diametro non è necessario utilizzarne tutta la superficie ma bastano due punti diametralmente opposti. Questo principio è applicabile anche nel campo radio. Si tratta, infatti, sempre, di onde elettromagnetiche, l’unica differenza è rappresentata dalla diversa frequenza.

Per la radioastronomia, l’uso della interferometria rende possibile l’utilizzo di due o più radiotelescopi, di dimensioni ridotte, posti anche a grande distanza, piuttosto che di uno unico di grandi dimensioni. Per aumentare la risoluzione non si deve fare altro che allontanare tra loro le due antenne; il potere risolutore viene a dipendere, infatti, dalla distanza reciproca.

Un interferometro “radioastronomico” è, quindi, costituito da due o più antenne, poste a grande distanza tra loro e orientate verso la stessa sorgente, i cui segnali vengono combinati tra loro.

Una struttura basata sulla tecnica interferometrica è il VLA (Very Large Array) situato a Socorro, nel New Mexico. Tale struttura è costituita da 27 antenne, di 25m di diametro, disposte a Y lungo percorsi di 20Km. Le antenne possono muoversi secondo diverse configurazioni con diverse distanze: si va da 1Km fino ad una distanza massima di circa 35Km. Ciò consente allo strumento di operare a diverse risoluzioni.

INTRODUZIONE 7 ___________________________________________________________________________

Figura 5. VLA

Distanze maggiori vengono applicate nella tecnica VLBI (Very Long Baseline Interferometro). Le antenne che fanno parte del VLBI Network si trovano in diverse parti del mondo e consentono, sempre utilizzando la tecnica interferometrica, di ottenere il potere risolutore che si avrebbe con un radiotelescopio grande come la Terra. Anche la Stazione Radioastronomica di Medicina, con la sua antenna parabolica da 32m, fa parte del VLBI e, in particolare, dell’EVN (European VLBI Network).

Figura 6. European VLBI Network

INTRODUZIONE 8 ___________________________________________________________________________

Per aumentare ulteriormente la risoluzione, viene utilizzato il satellite giapponese VSOP (VLBI Space Observatory Programme), lanciato in orbita nel 1997. Tale satellite trasporta una antenna di 8m di diametro e ruota attorno alla Terra, percorrendo un’orbita ellittica. VSOP è utilizzato per formare, insieme alle antenne situate sulla superficie terrestre, una grandissima rete VLBI. In questo modo, infatti, viene simulata una antenna di diametro pari all’orbita del satellite, il cui raggio maggiore è, in questo caso, di circa 21˙000Km.

Figura 7. VSOP

A parte le differenti distanze raggiungibili, la differenza tra VLA e VLBI sta nel diverso modo di collegare le varie antenne.

Infatti, nel VLA, i radiotelescopi sono collegati tra loro mediante cavi e i segnali, provenienti da ognuno di essi, vengono combinati direttamente. Nel VLBI, invece, più radiotelescopi, posti a grande distanza, osservano simultaneamente la stessa sorgente e registrano il segnale su nastri magnetici o su capienti sistemi di hard-disk. Ad ogni dato viene anche associata una marca temporale, caratterizzata da una precisione superiore al micro-secondo, che consente di sincronizzare le registrazioni ed eseguire correttamente la combinazione dei segnali.

In entrambi i casi, la combinazione dei dati, viene realizzata utilizzando tecniche di correlazione. Facendo la moltiplicazione analogica dei segnali, si riesce a separare il segnale da un rumore casuale molto più forte.(Ref.[4])

Nonostante i notevoli vantaggi in termine di risoluzione, ottenuti con la tecnica interferometrica, la richiesta, da parte dei radioastronomi, è ancora quella di un superiore potere risolutivo,

INTRODUZIONE 9 ___________________________________________________________________________

oltre che di una maggiore sensibilità e di un range di frequenze più ampio di quello oggi disponibile. A tale scopo si stanno sviluppando tecnologie sempre più innovative. La più importante è il progetto SKA.

I.4 S.K.A

(Ref.

SKA (Square Kilometer Array) è un progetto internazionale che ha lo scopo di realizzare un radiotelescopio di nuova concezione.

Al progetto SKA partecipano le più importanti organizzazioni scientifiche mondiali. In particolare, ne fanno parte Australia, Canada, Europa,Cina, India e USA.

Per l’Europa, un contributo determinante è dato da Italia e Olanda;

in tale direzione, comincia inoltre a muoversi attivamente anche l’Inghilterra.

SKA è un progetto recente: il comitato che lo coordina, lo ISSC (International SKA Steering Committee), è stato istituito solo nel 2000. In ogni caso, si prevede, entro il 2006, di avere a disposizione sufficienti dati ed informazioni tecniche per arrivare ad un progetto unico, che diventerebbe operativo attorno al 2015.

Attualmente, le istituzioni partecipanti allo SKA stanno sviluppando diversi technical concepts, allo scopo di arrivare a soddisfare le specifiche generali che sono state date dal ISSC. Le differenti soluzioni tecnologiche, di cui le più significative saranno presentate nei prossimi paragrafi, verranno poi selezionate e integrate per convergere nella realizzazione di un’unica struttura finale, caratterizzata da un’area di raccolta di un milione di metri quadrati. Perché questo sia possibile, le diverse istituzioni devono tenere conto di alcune linee guida, indispensabili per ottimizzare al massimo i ritorni scientifici del progetto, che consistono in:

• una configurazione che permetta alle stazioni SKA di essere distribuite su migliaia di chilometri

• basso livello di interferenze a radio frequenze

• accesso alle vie di comunicazione.

Le specifiche dello SKA, pur venendo fissate, in modo definitivo, solo nel 2008, non si discosteranno di molto da quelle attuali; esse

INTRODUZIONE 10 ___________________________________________________________________________

rendono lo SKA un progetto assolutamente rivoluzionario, rispetto agli attuali radiotelescopi. L’area di raccolta, di un chilometro quadrato consentirà, infatti, oltre che di avere un potere risolutivo più ampio, di raggiungere una sensibilità di due ordini di grandezza superiore a quella odierna e di osservare più parti di cielo contemporaneamente, potendo contare su 100 beams indipendenti.

Quest’ultima caratteristica è molto importante perché renderà lo SKA un sistema multiuser. Questo significa che si potranno avere fino a 100 utenti che saranno in grado di condurre, in modo indipendente, osservazioni di tipo diverso.

Il maggiore potere risolutivo e la superiore qualità delle immagini, dovuta all’aumento della sensibilità, sono fondamentali per studiare la nascita e l’evoluzione dell’universo. In particolare, si potrà indagare sulla formazione di stelle, galassie e quasar. SKA si propone infatti, di esaminare i componenti gassosi dell’Universo per dare una risposta relativamente alla sua origine ed evoluzione, dando la possibilità, agli astronomi, di “osservare” a distanze corrispondenti a un milione di anni dopo il Big Bang, oltre che cercare pianeti al di fuori del sistema solare ed eventuali intelligenze extraterrestri.

I benefici, che si avranno dalla realizzazione del progetto non sono, però, legati soltanto al mondo della radioastronomia. Infatti, essendo lo SKA un progetto estremamente innovativo, porta con sé notevoli vantaggi dovuti alla ricerca e allo sviluppo di nuove tecnologie, che trovano larga applicazione nelle telecomunicazioni, nell’ information technology e nei settori attigui. Basti pensare, per esempio, che l’elevata sensibilità richiesta dal progetto determina inevitabilmente problemi legati all’interferenza radio, richiedendo lo sviluppo di tecniche sempre più all’avanguardia nella mitigazione delle interferenze, tecniche molto importanti anche al di fuori del mondo radioastronomico.

Verranno di seguito illustrati i principali technical concepts attualmente in fase di sviluppo.

I.4.1 Il Progetto Australiano

Il technical concept australiano di SKA è in fase di studio presso l’ATNF (Australia Telescope National Facility), che fa parte dello

INTRODUZIONE 11 ___________________________________________________________________________

CSIRO (Commonwealth Scientific & Industrial Research Organization).

Per l’implementazione del progetto, sono stati sviluppati due differenti modelli: l’ NTD (New Technology Demonstrator) e lo SKAMP ( SKA Molonglo Prototipe).

L’ NTD prevede l’utilizzo di antenne tridimensionali sferiche, chiamate Luneburg Lenses, ciascuna di circa 7 m di diametro.

(Ref.[6])

Figura 8. Luneburg Lenses

Il loro principio di funzionamento è basato sulla graduazione radiale dell’indice di rifrazione di un materiale dielettrico, in modo tale che esso assuma un valore massimo al centro della sfera e unitario sulla superficie. Infatti, se indichiamo con r la coordinata radiale normalizzata della sfera, l’indice di rifrazione è dato da:

(

)

η= − .

Questo ha l’effetto di focalizzare l’energia di un’onda piana, incidente sulla lente, in un punto, sulla parte opposta della sfera, che, a seconda della frequenza, può appartenere alla superficie oppure esserne all’esterno. Tale punto è quello su cui sarà posizionato il ricevitore.

Inoltre, la simmetria sferica conferisce alla lente l’importante proprietà di essere un’antenna di tipo “all sky”, cioè di consentire la visione contemporanea di tutto il cielo.

INTRODUZIONE 12 ___________________________________________________________________________

Del tutto analoga è la soluzione che prevede l’utilizzo di semisfere, invece di sfere complete. In questo caso, infatti, la mezza sfera sottostante è sostituita da un piano di terra, che riflette l’onda incidente.

Figura 9. Soluzione con sfere complete e con mezze sfere

Il piano di terra costituisce, indubbiamente, un vantaggio, in termini di supporto meccanico, dato che sostiene direttamente le parti dense della sfera.

Infatti, uno dei problemi, presentati dalle Luneburg Lenses, è che il materiale dielettrico rende la struttura estremamente pesante. In Fig.10 vengono riportati alcuni materiali, presi in considerazione per il progetto, con le loro corrispondenti densità (Kg/m³_).

(Ref.[7])

E’ evidente che, per alcuni materiali, un diametro della sfera anche piuttosto ridotto, porta ad un peso non indifferente e complesso da gestire nella pratica.

Figura 10. Caratteristiche dei materiali presi in considerazione nel progetto delle Luneburg Lenses

Questa osservazione, unitamente agli alti costi ed alle forti perdite a radiofrequenza nel dielettrico, indicano che diventa fondamentale, per la realizzabilità del progetto, una attenta scelta dei materiali, tanto più che si prevede l’utilizzo di un numero estremamente elevato di sfere.

INTRODUZIONE 13 ___________________________________________________________________________

Il progetto finale, infatti, contempla la costruzione di circa 50’000 sfere di 7 m, di cui la metà sarà concentrata in un’area di circa 4Km di diametro.

Le rimanenti andranno, invece, a costituire delle stazioni, ognuna delle quali avrà un diametro di 250m e comprenderà circa 180 sfere.

Tali stazioni saranno dislocate, con andamento spiraliforme, fino ad una distanza di 2000 km dalla zona centrale. (Ref.[8])

Lo SKAMP, invece, propone, per la realizzazione del progetto SKA, una soluzione che si rifà al radiotelescopio di Molonglo, località nei pressi di Canberra. Questa stazione è costituita, attualmente, da due paraboloidi cilindrici collineari, ciascuno di 778mx12m, distanziati tra loro di 15m. L’area di raccolta complessiva di 18˙000 metri quadrati è, oggi, la più grande di tutto l’Emisfero Sud. Allineato secondo la direzione est-ovest, il radiotelescopio è puntato, in declinazione, attraverso la rotazione meccanica dei paraboloidi cilindrici attorno al loro asse. Viene, inoltre, utilizzato un sistema di “fasci”, ottenuti ritardando, progressivamente, in modo elettronico, i segnali che arrivano sull’antenna. Ciò consente di osservare la sorgente in istanti differenti e permette di identificare i disturbi di origine terrestre, poiché essi vengono rilevati, contemporaneamente, su tutti i fasci.

Figura 11. Il radiotelescopio di Molonglo

Anche se, attualmente, la stazione di Molonglo opera ad una frequenza di 843MHz, si vuole arrivare a lavorare con frequenze che vanno da 300MHz a 1,42GHz. Per arrivare a questo risultato sono già state proposte varie soluzioni tra cui l’uso di dipoli attivi di antenna o di un array lineare di antenne Vivaldi.

INTRODUZIONE 14 ___________________________________________________________________________

Il progetto complessivo prevede l’utilizzo di 600 stazioni, di 111mx15m, disposte anch’esse con un andamento spiraliforme, attorno ad un nucleo centrale. Anche questo progetto risulta essere piuttosto costoso ma ha l’importante vantaggio di utilizzare una tecnologia, almeno in parte, già nota.(Ref.[9])

I.4.2 Il Progetto Americano

La proposta americana prende il nome di ATA (Allen Telescope Array) e nasce dalla collaborazione tra il SETI Institute e il laboratorio di radioastronomia dell’Università di Berkeley, in California.

Tale progetto prevede la realizzazione di 350 antenne gregoriane, offsettate o classiche, per un’area di raccolta complessiva di 10'000 chilometri quadrati. L’antenna gregoriana, utilizzata in questo caso, prevede un riflettore primario parabolico di 6.1m di diametro e un sub-riflettore secondario ellittico di 2.4m. I due riflettori hanno in comune il fuoco primario, mentre, nel fuoco secondario dell’ellissoide, è posto il ricevitore. Il fronte d’onda incidente viene riflesso dallo specchio primario a quello secondario, il quale, a sua volta, lo convoglia sul ricevitore. Inoltre, uno schermo metallico connette la metà inferiore dei due riflettori, consentendo di ottenere temperature di sistema più basse. (Ref.[10])

Figura 12. Il progetto americano

Nelle vicinanze del campus di Berkeley è già stato costruito un prototipo, chiamato RPA (Rapid Prototyping Array). L’RPA è

INTRODUZIONE 15 ___________________________________________________________________________

costituito da 7 antenne offsettate, ciascuna di 3.6m di diametro, ed è utilizzato per verificare il corretto funzionamento del hardware e del software, finora realizzati, oltre che per ponderare la sua capacità di far fronte alle interferenze radio.(Ref.[11])

I.4.3 Il Progetto Canadese

(Ref.

Il progetto canadese, condotto dal CNRC (National Research Council of Canada), prende il nome di LAR (Large Adaptive Reflector).

Figura 13. Il progetto canadese

Come illustrato in Fig.14, il LAR è costituito da un riflettore piano di 200m di diametro, formato da circa 150 sezioni mobili. Ogni sezione, composta da pannelli esagonali, sollevati da terra, ha forma triangolare e dimensione pari a circa 20m.

A seconda del puntamento che si deve effettuare, sono interessate alla ricezione solo un certo numero di sezioni. Queste devono, di volta in volta, approssimare al meglio il tratto di parabola; ciò si ottiene modificando la posizione delle sezioni stesse, attraverso l’aiuto del calcolatore.

INTRODUZIONE 16 ___________________________________________________________________________

Figura 14. Sezione triangolare formata da pannelli mobili

A causa della sua particolare struttura, tale progetto è caratterizzato da una grande distanza focale. Il fuoco, collocato ad una altezza di circa 500m, si trova su di un pallone aerostatico, riempito di elio, ed è mantenuto in posizione da una struttura costituita da più tiranti.

L’antenna, quindi, può essere puntata muovendo il fuoco, attraverso l’uso di argani che cambiano la lunghezza dei tiranti e, modificando, contemporaneamente, la superficie del riflettore interessata.

Il sistema di tiranti e il posizionamento del fuoco con l’aerostato sono fondamentali per il corretto funzionamento del sistema.

Nonostante il LAR offra la copertura di una notevole porzione di cielo, vi sono notevoli difficoltà nella gestione del pallone aerostatico, in quanto le simulazioni richiedono di tenere conto di un numero elevatissimo di parametri di tipo metereologico.

I.4.4 Il Progetto Cinese

(Ref.

Il progetto cinese, sostenuto dal BAO (Beijing Astronomical Observatory), prevede la costruzione di un array di 30 riflettori sferici, ciascuno di 200m di diametro, collocati all’interno di depressioni naturali. La posizione del primo prototipo, chiamato FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope), è già stata individuata e prende il nome di KARST (Kilometer-square Area Radio Synthesis Telescope).

INTRODUZIONE 17 ___________________________________________________________________________

Figura 15. Il progetto cinese

Il FAST,come mostrato in Fig.16, è costituito da una superficie sferica di 500m di diametro, con un raggio di curvatura di 300m e una apertura effettiva di 300m.

Figura 16. Principio di funzionamento del FAST.

Il suo funzionamento si basa sul principio secondo il quale una porzione sufficientemente piccola di superficie sferica si differenzia poco da una parabola, della quale continuano ad essere valide le proprietà.

Quindi, pur avendo a disposizione una semisfera di diametro molto grande, la parte illuminata è solo una piccola porzione di essa ed,

INTRODUZIONE 18 ___________________________________________________________________________

inoltre, deve essere continuamente aggiustata per rendere possibile l’inseguimento della radiosorgente.

I.4.5 Il Progetto Olandese

Il progetto olandese, sostenuto dall’ASTRON (ASTRonomisch Onderzolk in Nederland), si è sviluppato in tre fasi successive: la realizzazione di una antenna dimostrativa denominata AAD (Adaptive Antenna Demonstrator), la costruzione di OSMA (One Square Meter Array) e, infine, lo sviluppo di THEA (Thousand Element Array).

L’AAD è costituito da 8 elementi in microstriscia integrati, 8 ricevitori, un adaptive beamformer digitale e un convertitore D/A.

La sua realizzazione ha permesso di verificare la sua capacità di seguire elettronicamente le radio-sorgenti e di minimizzare le interferenze radio.(Ref.[14])

L’OSMA, invece, è costituito da un array di 144 elementi, un dual beam beamformer a radiofrequenza, un ricevitore a 16 canali e due adaptive beamformers digitali. Tale array è costituito da una regione centrale di 64 elementi attivi, circondata da due linee di elementi passivi. Tale configurazione permette di avere due beam indipendenti, guidati in modo digitale.(Ref.[15])

Figura 17. OSMA

INTRODUZIONE 19 ___________________________________________________________________________

THEA, infine, è un phased-array, costituito da 1024 elementi attivi, distribuiti su una griglia regolare di 16 metri quadrati. THEA è organizzato secondo una gerarchia a due livelli di beamforming. Il primo livello consiste di un beamformer, a radiofrequenza, di 64 antenne, noto come tile. Il secondo livello consiste di 16 tiles, processati in un beamformer digitale. La sua struttura permette di lavorare ad una frequenza compresa tra 750MHz e 1500MHz e di avere beam multipli, anch’essi guidati in modo digitale.(Ref.[16])

Figura 18. THEA

Il lavoro svolto si è articolato secondo i seguenti punti:

Capitolo 1 - “La Croce del Nord”

Descrizione generale della “Croce del Nord” con particolare attenzione al sistema delle linee focali, in cui troveranno collocazione gli amplificatori oggetto di questa tesi. Presentazione di possibili configurazione future in vista dell’upgrade della Croce nell’ambito del Progetto SKA.

Capitolo 2 - “Amplificatori a RadioFrequenza”

Descrizione delle principali proprietà degli amplificatori a radiofrequenza con particolare riferimento agli LNA e ai loro parametri caratteristici.

INTRODUZIONE 20 ___________________________________________________________________________

Capitolo 3 - “Preamplificatore con Architettura Bilanciata”

Descrizione delle proprietà dell’amplificatore bilanciato.

Determinazione delle specifiche di progetto e presentazione delle scelte fatte in merito ai tipi di dispositivi da utilizzare e ad una configurazione adattabile allo scopo.

Capitolo 4 - “Preamplificatore con Architettura Differenziale”

Descrizione delle proprietà dell’amplificatore differenziale.

Determinazione delle specifiche di progetto e presentazione delle scelte fatte in merito ai tipi di dispositivi da utilizzare e ad una configurazione adattabile allo scopo.

Capitolo 5 - “Microwave Office”

Descrizione generale del software “Microwave Office”, utilizzato nelle simulazioni dei due amplificatori.

Capitolo 6 - “Simulazioni”

Presentazione delle simulazioni effettuate per i due progetti e discussione dei risultati ottenuti.

Capitolo 7 - “Realizzazione dei Circuiti”

Progettazione del layout dei circuiti e realizzazione fisica di un loro prototipo in tecnologia ibrida.

Capitolo 8 - “Caratterizzazione dei Circuiti”

Presentazione dei risultati delle misure effettuate.

Capitolo 9 - “Conclusioni”

Presentazione delle conclusioni ed eventuali sviluppi futuri.

Appendice A - “Parametri S: Descrizione e Significato”

Breve descrizione dei Parametri S

Appendice B: “Data-Sheet dei componenti utilizzati”

Presentazione dei Data-Sheet dei componenti che sono stati utilizzati nei due progetti.

INTRODUZIONE 21 ___________________________________________________________________________

REFERENCES:

[1]: www.nrao.edu

[2]: “Lessico Universale Italiano”- Enciclopedia Treccani

[3]:www.ira.cnr.it/Medicinaweb/Nc/ATTIVITA%27%20SKA.htm [4]: Opuscolo “ISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA”

[5]: “The Square Kilometer Array: an international radio telescope for the 21^{s t} century”

www.atnf.csiro.au/projects/ska/aust_ska.html

[6] “The Square Kilometer Array – An Australian Perspective” , P.Hall

www.atnf.csiro.au/SKA/techdocs/Catalogue.html

[7]: “Calculating the Weight of an Artificial Dielectric Luneburg Lens”, John Kot

[8] “Eyes on the Sky: A Refracting Concentrator Approach to the SKA” , Ron Beresford, Aaron Chippendale, Dick Ferris, Peter Hall, Carole Jackson,Graeme James and Mark Wieringa

www.skatelescope.org/ska_documents.shtml

[9] “Prototyping SKA Technologies at the Molonglo Radio Telescope”

G. B. Warr, J. D. Bunton, D. Campbell-Wilson, L. E. Cram, R. G.

Davison, A. J. Green,

R. W. Hunstead, D. A. Mitchell, A. J. Parfitt, E. M. Sadler www.physics.usyd.edu.au/astrop/ska/

[10]: “Allen Telescope Array General Overview”

www.seti.org/seti/our_projects7allen_telescope_array/overview/

[11]:”The Square Kilometer Array Preliminary Strawman Design Large N - Small D”, prepared by the USSKA Consortium

www.astron.berkeley.edu/rol/

[12]: “The Large Adaptive Reflector: A 200-m diameter,wideband, cm-m wave radio telescope”,Brent Carlson a , Luc Bauwens b ,

INTRODUZIONE 22 ___________________________________________________________________________

Leonid Belostotski c , Elizabeth Cannon d , Ya-Ying Chang e ,Xiaohui Deng b , Peter Dewdney Joeleff Fitzsimmons f , David Halliday g , Kai Kürschner e ,Gerard Lachapelle d , David Lo g , Pedram Mousavi h , Meyer Nahon i , Lot Shafai h ,Sigfried F.

Stiemer e , Russell Taylor j , Bruce Veidt a

www.drao-ofr.hia-iha.nrc-cnrc.gc.ca/science/ska/LAR.publication- list-v4.html

[13]: “Kilometer-square Area Radio Synthesis Telescope KARST”, R. Nan(1), B. Peng(1), Y. Qiu(1), G. Ren(2), S. Wu(1), Y.

Zheng(1), W. Zhu(1), J.H. Wu(1),Y. Su(1), C. Jin(1), H. Zhang(1), L. Zhu(1) , X. Xu(1)

www.skatelescope.org/ska_documents.shtml

[14]: “THE ADAPTIVE ANTENNA DEMONSTRATOR”, Grant Hampson, Malcolm Goris, Antony Joseph, Felix Smits.

www.astron.nl/tl/thea/publications

[15]: “Initial Calibration and Beamforming Results from

theThousand Element Phased-Array”, G. A. Hampson and J. G. bij de Vaate

[16]: “Receiver Architecture of the THousand Element Array (THEA)”, G.W. Kant, A.W. Gunst, A.B.J. Kokkeler, A.B. Smolders www.astron.nl/tl/thea/publications

CAPITOLO 1 22 ___________________________________________________________________________

1.1 LA STAZIONE RADIOASTRONOMICA DI MEDICINA (Ref.[1], Ref.[2])

La Stazione Radioastronomica di Medicina (Bologna) è gestita dall’Istituto di Radioastronomia (IRA) del CNR (Consiglio Nazionale delle Ricerche). Nella stazione sono attivi due grandi radiotelescopi: un’antenna parabolica di 32m e la “Croce del Nord”.

Figura 1.1. La Stazione di Medicina

L’antenna parabolica, inaugurata nel 1983, è formata da uno specchio primario di 32 metri di diametro. A seconda del funzionamento, può essere utilizzata avvalendosi anche di un secondo specchio di forma convessa, detto specchio secondario o subriflettore, del diametro di circa 3 metri. Quando lo specchio secondario è in funzione, le onde elettromagnetiche vengono convogliate sul fuoco secondario, dove risiede il sistema di ricezione. In alcuni casi è, invece, sufficiente un sistema ottico più semplice. Il subriflettore viene spostato e come sistema di ricezione viene utilizzato quello posto sul fuoco primario.

L’antenna può funzionare a frequenze comprese tra i 327MHz e i 43GHz (cioè tra i 90cm e gli 0.7cm) ed è completamente orientabile, per cui può puntare gli oggetti celesti per tutto il tempo della loro “visibilità” in cielo.

CAPITOLO 1 23 ___________________________________________________________________________

L’antenna parabolica è coinvolta in diversi progetti, in rete o in single dish, ovvero la modalità operativa in cui l’antenna compie le sue osservazioni singolarmente, non cooperando con radiotelescopi di altre nazioni. In particolare, l’antenna parabolica di Medicina fa parte dell’European VLBI Network, come è stato già anticipato nel Paragrafo I.3.

Figura 1.2. La parabola

Il radiotelescopio “Croce del Nord”, inaugurato nel 1964, è stato costruito per lavorare ad una frequenza di 408MHz, corrispondente ad una lunghezza d’onda di 73.5cm. Con un’area di raccolta di 30˙000 metri quadrati, la Croce è uno dei più grandi radiotelescopi di transito dell’Emisfero Nord.

Un radiotelescopio di transito è un radiotelescopio in grado di ricevere le onde elettromagnetiche provenienti da un punto dello spazio, quando questo, per effetto della rotazione terrestre, si trova sul meridiano celeste del luogo. Il sistema di movimentazione elettromeccanica prevede, quindi, solo il puntamento in declinazione.

CAPITOLO 1 24 ___________________________________________________________________________

La Croce è costituita da due antenne, disposte a “T” secondo la direzione Est-Ovest e Nord-Sud.

Il ramo E-W è costituito da un’unica grande antenna con lo specchio di forma cilindrico parabolica, lungo 560m e largo 35m.

Lungo la linea focale, parallela all’asse di rotazione e a distanza di circa 20m da esso, si trovano 1536 dipoli a mezz’onda (36cm), allineati e spaziati egualmente di circa 36cm. In prossimità dei dipoli, è stato posto uno specchio a forma d’angolo (corner), per aumentare l’efficienza dell’antenna e abbassare il livello dei segnali spuri.

Nel paragrafo 1.1.1 verranno illustrate in dettaglio le proprietà di questo tipo di antenna e le caratteristica della linea focale.

Figura 1.3. Il ramo E-W

Il ramo N-S è costituito da un array di 64 antenne, anch’esse di forma cilindrico parabolica, lunghe 23.5m e larghe 8m, disposte parallelamente a 10m l’una dall’altra. Sull’asse focale di ogni antenna, posizionato a 1,84m da terra, sono disposti ad uguale distanza gli uni dagli altri 64 dipoli. In totale, sul ramo N-S si hanno un totale di 4096 dipoli. La diversa struttura dei due bracci è dovuta all’impossibilità di realizzare meccanicamente una struttura unica, lunga 640m su un profilo parabolico con dipoli nel relativo fuoco e ruotabile attorno ad esso.

CAPITOLO 1 25 ___________________________________________________________________________

Figura 1.4. Il ramo N-S

La precisione meccanica di questa struttura non è da considerare in senso assoluto, ma solo relativamente alla lunghezza d’onda alla quale lo strumento è destinato a lavorare. Si è dimostrato infatti che, se la forma geometrica dello specchio non differisce da quella di una parabola reale di più di L/16, tali imperfezioni non influenzano sensibilmente (meno dell’1%) il rendimento dello strumento. Ciò ha permesso di costruire gli specchi con cavi di acciaio, posti alla distanza di 2cm, invece di utilizzare una superficie “completamente piena”. Questo rappresenta un notevole vantaggio nei confronti delle sollecitazioni del vento, della neve e dell’acqua.

Figura 1.5. I cavi di acciaio

CAPITOLO 1 26 ___________________________________________________________________________

1.1.1 La Linea Focale e i Dipoli a Mezz’onda

Come si è visto nel Paragrafo 1.1, il ramo Nord-Sud è caratterizzato dalla presenza di 4096 dipoli mentre il ramo Est-Ovest ha 1536 dipoli distribuiti su 64 antenne. I dipoli del ramo E-W sono disposti su di un’unica linea focale, della stessa lunghezza dell’antenna, mentre, quelli del ramo N-S sono suddivisi in 64 linee focali, corrispondenti alle 64 antenne e costituite ognuna da 64 dipoli.

Figura 1.6. I dipoli

Si presterà particolare attenzione alla linea focale del ramo N-S, poiché essa sarà oggetto dei seguenti paragrafi. Questa, infatti, trovandosi piuttosto vicino al terreno, si presta meglio di quella del ramo E-W alla sperimentazione di prototipi di nuovi sistemi di ricezione. Il Low Noise Amplifier, oggetto di questa tesi, trova infatti collocazione sulla linea focale del ramo Nord-Sud, subito al di sotto dei dipoli a mezz’onda.

Per comprendere pienamente il funzionamento della Croce, si rende indispensabile la conoscenza del funzionamento e delle proprietà di questi tipi di antenna.

Un dipolo a mezz’onda è un’antenna risonante, cioè lunga un numero intero di mezze lunghezze d’onda, costituita da un conduttore filiforme. Essa è costituita da due bracci uguali e aperti, la cui alimentazione è di tipo bilanciato, cioè i conduttori che la costituiscono sono simmetrici rispetto terra. In Fig.1.7 vengono rappresentate le distribuzioni di corrente e di tensione.

CAPITOLO 1 27 ___________________________________________________________________________

Figura 1.7

Il campo elettrico irradiato ha una espressione del tipo:



 



=  cosθ

2 cos π rsinθ E_θ 60I^o

. (1.1)

Il diagramma di radiazione non è più costituito da due circonferenze nel piano x, z, come nel dipolo elementare, ma è più schiacciato, come mostrato in Fig.1.8. La resistenza di radiazione è

Ω

= 73

R_i , se il conduttore è infinitamente sottile, e diminuisce all’aumentare del diametro.

Figura 1.8

CAPITOLO 1 28 ___________________________________________________________________________

1.2 L’UPGRADE DELLA CROCE DEL NORD VERSO IL

“PROGETTO SKA”

Date le sue grandi dimensioni (564m x 640m) e il suo elevato numero di dipoli (5632), la Croce rappresenta il banco di prova ideale per le tecnologie che dovranno essere sviluppate nell’ambito del progetto SKA. Essa, infatti, avendo un’area di raccolta pari a 1/33 di quella richiesta dalle specifiche del progetto, può essere considerata come un “reduced scale SKA”.

A questo proposito, un upgrade sostanziale è pianificato al fine di trasformare lo strumento in uno dei più sensibili, flessibili e importanti radiotelescopi dell’Emisfero Nord. L’upgrade prevede il progetto e lo sviluppo di nuovi front-end a basso rumore ed elevata dinamica, vector modulator, mixer e link ottici digitali a basso costo. Inoltre, il nuovo hardware installato permetterà di studiare e applicare gli algoritmi digitali di beamforming (formazione del fascio) e reiezione delle interferenze, necessari ad un radiotelescopio di nuova generazione com’è lo SKA.

Con questa tesi ci si propone di sviluppare front-end a basso rumore ed ad alta dinamica con lo scopo di avere una riduzione della temperatura di sistema e aprire così la strada a nuove applicazioni.

Nei paragrafi seguenti viene illustrata la configurazione attuale della Croce e vengono presentate le possibili configurazioni future, nell’ambito dell’upgrade della Croce.

1.2.1 Configurazione Attuale della Croce del Nord

I dipoli allineati lungo il braccio E/W e N/S sono, in definitiva, dei ricevitori/convertitori di energia, che occorrerà elaborare secondo le seguenti specifiche:

• Limitare il più possibile l’attenuazione del segnale rispetto al rumore, cioè amplificare il segnale ricevuto cercando di rendere massimo il rapporto segnale-rumore

• Fare in modo che i punti in fase sulla superficie d’onda si trovino ancora in fase come tensione elettrica

CAPITOLO 1 29 ___________________________________________________________________________

Per rispettare queste specifiche occorre trattare in modo differenziato il ramo E-W e N-S.

I 1536 dipoli del ramo E-W sono divisi in 6 sezioni di 256 dipoli ciascuna. All’interno di ciascuna sezione si opera una somma progressiva dei segnali raccolti utilizzando un metodo detto ad

“albero di Natale”, come mostrato in Fig.1.9. Tale metodo permette di passare dai 256 segnali elementari ad un unico segnale mantenendo le specifiche citate prima.

Figura 1.9

Le 64 antenne del ramo N-S sono suddivise in 8 sezioni che raggruppano 8 antenne ciascuna. Per ogni antenna ci sono 64 dipoli, i cui segnali vengono sommati con un sistema ad albero di Natale, meno rigoroso del precedente, fino ad avere un singolo segnale per ogni antenna. A questo punto però, come mostrato in Fig.1.10, si nota che i segnali non arrivano in fase sulle singole antenne, dato che i percorsi in aria sono diversi. Si nota inoltre che tali percorsi variano con il puntamento. È necessario, quindi, adottare un sistema di ritardi, variabili con il puntamento, per rimettere in fase i segnali provenienti dalle singole antenne prima di sommarli, al fine di ottenere un solo segnale per ogni sezione N-S.

CAPITOLO 1 30 ___________________________________________________________________________

Figura 1.10

La configurazione attuale è caratterizzata, quindi, da 8 ricevitori nel ramo N-S e da 6 nel ramo E-W. I 6 segnali del ramo E-W vengono poi combinati elettronicamente per dare vita a tre fasci.

Con questo sistema è come se si avessero, invece di una sola antenna puntata in direzione del meridiano, tre antenne puntate in direzioni progressive. È possibile quindi fare un tracking in direzione E-W, altrimenti impossibile per problemi meccanici. Allo stesso modo, gli 8 segnali del ramo N-S vengono combinati per dare vita a 5 fasci.

Oggi, l’antenna lavora a 408MHz con una larghezza di banda di 2.7MHz. in casi particolari, come nell’osservazione delle pulsar, la larghezza di banda può essere tuttavia portata a 5MHz, ma solo nel ramo E-W.

1.2.2 Configurazione Futura

Prima dell’upgrade complessivo della Croce, sarà realizzato un prototipo in scala ridotta. Tale prototipo è chiamato BEST (Basic Element for SKA Training) e fa riferimento ad una singola antenna del ramo N-S. Sulla sua linea focale verranno, infatti, installati un numero ancora da determinare di front-end, per realizzare test preliminari per il beamforming e il multibeaming.

Su ogni singola antenna si prevedono di installare 8 ricevitori oppure 4 gruppi di 2 ricevitori. La differenza tra queste due

CAPITOLO 1 31 ___________________________________________________________________________

configurazioni sta nel loro diverso effetto sul beamforming. Nel primo caso, infatti, il numero totale di beams indipendenti, sarà 441, mentre nel secondo caso, se ne avranno 189.

Per quanto riguarda gli LNAs, ognuno di essi sarà connesso al balun all’uscita di ogni blocco di 16 dipoli (nel caso di 4 ricevitori) o di 8 dipoli (nel caso di 8 ricevitori).

Il primo tipo di configurazione futura prevede l’introduzione di 4 gruppi di due ricevitori, come mostrato in Fig.1.11. I quattro gruppi di ricevitori saranno insatallati sulla linea focale all’uscita dei primi 8 singoli dipoli. In questo modo, il numero di ricevitori installati su tutto il ramo N-S sarà di 512 (256 gruppi di 2 ricevitori).

Figura 1.11

Il secondo tipo di configurazione prevede l’introduzione di 8 singoli ricevitori per ogni antenna del ramo N-S, come mostrato in Fig.1.12. Il numero totale di ricevitori installati sarà, anche in questo caso 512. Questo è il numero massimo di ricevitori installabili sul ramo N-S, senza modificare il design della linea focale.

CAPITOLO 1 32 ___________________________________________________________________________

Figura 1.12

Per quanto riguarda il ramo E-W, si farà solo un breve accenno al suo upgrade. Anche in questo caso sono state prese in considerazione diverse configurazioni. La prima prevede l’impiego di 1 ricevitore ogni 64 dipoli, la seconda di un ricevitore ogni 8 dipoli, infine, la terza prevede addirittura di installare un ricevitore per ogni dipolo. In Fig.1.13, 1.14, 1.15 vengono illustrate le tre possibilità.

Figura 1.13. Un ricevitore ogni 64 dipoli

CAPITOLO 1 33 ___________________________________________________________________________

Figura 1.14. Un ricevitore ogni 4 dipoli

Figura 1.15. Un ricevitore ogni dipolo

CAPITOLO 1 34 ___________________________________________________________________________

REFERENCES:

[1]: "The Northern Cross as a very promising SKA test bed", Rapporto interno 322/02

http://www.ira.cnr.it/Medicinaweb/Nc/Documenti/SKA_NorthernCr oss.pdf

[2]: “Il radiotelescopio <<Croce del Nord>>”, A.Ficarra, E.Gandolfi, F.Perugini

“Giornale di Astronomia” – Settembre 1977

CAPITOLO 2 35 ___________________________________________________________________________

2.1 LNA: INTRODUZIONE (Ref.[1])

Gli LNAs (Low Noise Amplifiers) sono amplificatori a basso rumore, la cui realizzazione è legata all’esigenza di dovere amplificare segnali molto deboli, cercando di non deteriorare il rapporto segnale-rumore, già di per sé molto basso. Si ricordi, infatti, che, nel caso specifico della radioastronomia, i segnali sono tanto deboli che, come unità di misura del flusso utilizzano il Jansky (

Hz m 10 W

1Jy= ⁻²⁶ ₂ ).

Questi dispositivi sono molto semplici, a causa del fatto che una maggiore complessità comporta un maggior numero di componenti e, quindi, un rumore più elevato. Essi vengono largamente impiegati nei ricevitori a radiofrequenze e a microonde e si trovano, in genere, sul front-end dei sistemi riceventi, immediatamente dopo l’antenna. In Fig.2.1 è rappresentato lo schema a blocchi di un front-end.

Figura 2.1. Schema a blocchi di un front-end

Viene, di seguito, illustrata l’importanza rivestita dal primo stadio di un sistema di ricezione. Si consideri un generico 2-porte; il suo fattore di rumore, che verrà illustrato in dettaglio nei paragrafi successivi, è dato da:

i a o

i

N N SNR

F = SNR =1+ ) (

) (

(2.1)

dove (SNR)i e (SNR)o sono, rispettivamente, il rapporto segnale- rumore all’ingresso e all’uscita dell’amplificatore. Ni indica, invece, il rumore all’ingresso della sorgente e Na è il rumore dovuto al circuito. In generale, il fattore di rumore di un sistema