Cenni di radioastronomia e radiotelescopi

(1)

Cenni di radioastronomia e radiotelescopi

 La radiazione elettromagnetica, la finestra radio e grandezze misurabili

 Misure al telescopio e parametri descrittivi di un’antenna

 Esempi di radiotelescopi a disco singolo in Italia e nel mondo

 Funzionamento/componenti di un radiotelescopio e potere risolutivo

 Cenni di interferometria ed esempi di interferometri nel mondo

 Ricevitori e mixer: trasmissione ed amplificazione del segnale

 Cenni su alcuni meccanismi di emissione in banda radio

 Casi astrofisici

 I radiotelescopi del futuro

(2)

http://www. ira.cnr.it ira

per informazioni sull’Istituto di Radioastronomia ( IRA) e IRA

sul visitor center:

http://www.ira.inaf.it/ visitorc/index.html visitorc

(3)

Gli astronomi osservano (o vedono) un oggetto quando la radiazione elettromagnetica da questo emessa (o riflessa) interagisce con i rivelatori di un telescopio

Noi vediamo un oggetto quando la luce emessa (o riflessa) da esso interagisce con le cellule dei nostri occhi

Cosa si intende con il termine ``osservare”

(4)

• Un pacchetto di energia elettromagnetica che viaggia nello spazio a velocita’ costante c (velocita’della luce)

• Esso é trasportato da un’onda elettromagnetica, ovvero da fluttuazioni del campo elettrico e magnetico nello spazio

La radiazione elettromagnetica in breve

(5)

 ₌ distanza tra i picchi

La radiazione e’ descritta dalla lunghezza d’onda e/o dalla frequenza (o dall’energia E=h)

 = numero di picchi che giungono in 1 s

 



h E

c



onde piu`lunghe

↔ minore frequenza ed energia

onde piu` corte

↔ maggiore frequenza ed energia

(6)

20 m - 0.5 mm

(15 MHz - 600 GHz)

Radio+MW IR Ottico UV X Gamma

Lo spettro elettromagnetico

(7)

Limite a bassa frequenza

Limite a bassa frequenza: ~15 MHz (~15 MHz (  ~20 m).~20 m). Gli elettroni liberi nella ionosfera assorbono sostanzialmente la radiazione elettromagnetica, se la frequenza è al di sotto della frequenza di plasma:

_p= 8.97 N_e kHz (N_e = densità degli elettroni liberi in cm^-3 ≈210⁶) Limite ad alta frequenza:

Limite ad alta frequenza: ~600 GHz (~600 GHz ( ~0.5 mm). ~0.5 mm). In questo caso

l’assorbimento è dovuto alla presenza di bande di assorbimento rotazionale nelle molecole presenti nella troposfera (la parte più bassa dell’atmosfera terrestre, circa 8 km).

La finestra radio

(8)

Vantaggi:

Studio fenomeni “radio” (es: B, ìdrogeno, molecole)

Materia interstellare, gas e polveri trasparenti alle onde radio

Le onde radio giungono fino a terra

Osservazioni radio possibili giorno e notte

Le nuvole non assorbono le onde radio

Svantaggi:

Disturbi radio e TV

Pro e contro delle osservazioni in banda radio

(9)

Karl Jansky è il primo negli anni ’30 a rivelare onde radio dallo spazio

La nascita della radioastronomia

(10)

5 maggio 1933:

new radio waves traced to centre of the Milky Way

(11)

Le sorgenti cosmiche sono molto deboli

Alcune bande

radioastronomiche

1 Watt su un area grande come l’orbita della Luna

 servono grandi aree di raccolta (dischi) servono grandi aree di raccolta (dischi)

Sorgente da 1 Jansky + Ricevitore con 100 MHz di banda

Alcuni numeri…

(12)

Alcune grandezze fisiche misurabili

 Luminosita` monocromatica: L()

^[Watt/Hz]



Luminosita` assoluta: L=∫L() d

^[Watt]



Densita`di flusso: S()=L()/4πd

²^[Watt/Hz/m²^]

misurata in Jansky o sotto-multipli: 1 Jy = 10

^-26

watt m

^-2

Hz

^-1



Brillanza superficiale: B()=S()/Ω

^[Watt/Hz/m²^/sterad]

Spettro di corpo nero: B(,T)=2h

³

/c

²

1/(e

^h/KT

-1)

 regione di Rayleigh [h«kT]: B(,T)=2

²

kT/c

²

=2kT/λ

²

 temperatura di brillanza: T

_B

=B()λ

²

/2k

h=costante di Planck=6.63 • 10

^-34

[J s]

k=costante di Boltzmann=1.38 • 10

^-23

[J/K]

(13)

Radiazione di corpo nero: approssimazione di Rayleigh-Jeans

A frequenze radio, si ha tipicamente: h  kT e questo riduce la formula di Planck della Brillanza del corpo nero a:

B = 2kT/²

Quindi, a frequenze radio, la Brillanza è proporzionale alla Temperatura:

B  T

log log

Log B

Planck

Rayleigh-Jeans

(14)

Come si giunge ad una misura delle

grandezze fisiche tramite i radiotelescopi

(15)

Sorgente puntiforme a distanza infinita

Feed

Figura di diffrazione (sorgente in asse)

-4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4

Offset in posizione 

Risposta del sistema riflettore-feed

(16)

Brillanza

Consideriamo la radiazione elettromagnetica che incide dal cielo su una superficie piana A

A dA

z



 d

sin d

d= d sin d

x

y

La potenza infinitesima dW incidente su un elemento di superficie dA da un angolo solido d è data da:

dW = B cos dA d d watt dove:

cos dA = proiezione di dA sul piano ortogonale alla direzione di incidenza, m² d= d sin d angolo solido, rad² d = elemento infinitesimo di banda, posizionato a una data frequenza , Hz

La quantità B, misurata in questo caso in:

watt m^-2 Hz^-1 rad^-2

è la Brillanza del cielo alla posizione (,) cioè la potenza ricevuta per unità di area, per unità di angolo solido, per unità di banda

In generale quindi:

B = B(, , )

(17)

Distribuzione di Brillanza e pattern d’antenna





d

Distribuzione di brillanza

Apertura efficace A _e dell’antenna

Pattern d’antenna P_n (,)

Lobo principale

Lobi secondari

La brillanza è in generale funzione della direzione: B=B(,). Quindi la potenza spettrale ricevuta da un certo angolo solido

 è in questo caso:

w = ½ A_e



^{B (,) P}_n(,) d watt Hz^-1 dove il termine ½ tiene conto che per una radiazione di natura non polarizzata, solo metà della potenza sarà ricevuta, dato che un’antenna risponde solo a una componente della polarizzazione.

Se la Brillanza B è costante:

w = ½ A_e B_c



^P_n(,) d watt Hz^-1 w = ½ A_e B_c_A

dove _A è l’angolo solido del beam

(=4π se l’antenna fosse isotropa)

Il pattern d’antenna normalizzatopattern d’antenna normalizzato P P_n_n è una misura della risposta dell’antenna in misura della risposta dell’antenna funzione degli angoli  e . E’

normalizzata a 1 e non ha dimensioni.

Nel caso di un’antenna, sostituisce il termine cos, utilizzato in precedenza per tenere conto della componente della superficie di raccolta perpendicolare alla direzione di incidenza della radiazione.



(18)

Rappresentazioni del pattern d’antenna

P_n()

1



Lobo principale

Lobi secondari

Coordinate polari P(), e scala di potenza lineare

0 db

-10 db

-20 db

 -3 db

Half-power beam width

0.25 0.375 0.5 0.125

Half-power beam width

Coordinate rettangolari P(), e scala di potenza in decibel

(19)

Pattern d’antenna in coordinate rettangolari e scala di potenza lineare



Half-power beam width (HPBW)

HPBW=

angolo che sottende il livello di meta` potenza

= misura della risoluzione dello strumento

(20)

Altri parametri descrittivi di un’antenna

Direttivita`:

Direttivita`: D D =4 =4 π/ π /Ω Ω

_A_A

≥ ≥ 1 1

Nel caso di antenna piu’ semplice, il dipolo, la direttivita` e’ pari a 1.

Angolo solido del lobo principale:

Ω Ω

_M_M

= =

_m.l.

P

_n

(φ,θ) dΩ

Efficienza del beam:

ηη_M_M

=Ω =

_M

/Ω

_A

Area efficace:

La potenza misurata di una sorgente dipende dall’area di raccolta dello specchio o area geometrica (A_g) MA bloccaggio, deformazioni meccaniche, ecc. riducono A_g

AA_e_e==

w()/mS() ≤ A

_g

Efficienza dell’antenna:

ηη_A_A

=A =

_e

/A

_g

 AA_e_e ΩΩ_A_A = λ = λ²²

Se l’antenna, il ricevitore e la superficie radiante sono racchiusi in un corpo nero a temperatura T in equilibrio termodinamico, la brillanza osservata in una banda 

B=(2kT/λ²) =B() 

S()=B()

Ω

_A

w_r=potenza totale ricevuta=mA_eS()=

=mA_eB()

Ω

_A=A_ekT/λλ²²

Ω

_A

w_t=potenza totale trasmessa (teorema di Nyquist)=kT

w_r=w_tA_e

Ω

_A/ λλ²² =1

(21)

Teorema di Nyquist

Temperatura di rumore e di antenna

Un amplificatore che lavori ad una frequenza ₀, con una banda passante , posto ai capi di un conduttore (o resistore) che si trovi a temperatura T rivela una potenza media

w d = kT d [watt Hz^-1] teorema di Nyquist

dovuta al moto di agitazione termica degli elettroni nel conduttore, moto (casuale) che induce microcorrenti i il cui valore medio e` nullo, ma <i²>≠0

w e’ indipendente dal valore della resistenza - dipende solo dalla temperatura della stessa (T) – dalla frequenza (lo spettro di potenza del rumore e` bianco)

Tale potenza spuria si somma alla potenza rivelata dal telescopio ed e’ spesso maggiore di quella della radiosorgente

T_R= Temperatura di rumore similmente

Temperatura di antenna = temperatura a cui dovrebbe trovarsi un ipotetico conduttore/resistore per irradiare un rumore termico pari alla potenza misurata

dall’antenna  convoluzione della T_B con il beam

T_A = G  S()

ove G = mη_AA_g/k (K/Jy) rappresenta il guadagno dell’antenna (capacita` di raccogliere flusso)

R T

(22)

Temperatura di sistema e sensibilita`

Temperatura di sistema: il telescopio nel suo insieme raccoglie il segnale proveniente dalla sorgente (T_A) e quello prodotto dallo stesso rivelatore (T_R), nel quale spesso

vengono inclusi anche altri contributi (cielo, suolo, ecc.) T_sys = T_R + T_A

Le incertezze sulla misura di T_sys sono quelle che governano la precisione di misura di T_A

Se si integra su intervalli di tempo abbastanza lunghi da rendere statisticamente

significativi la media e dispersione di T_sys, essendo il rumore di natura casuale (descritto dalla distribuzione di Poisson), si ottiene che

• le misure effettuate con t=1/2 sono indipendenti

• se si integra per un intervallo  si hanno N = /t=2   pacchetti indipendenti

• l’errore su T_sys con un media di N misure risulta essere ~ 1/√N=1/√(2  ) T_rms~T_sys /√( )

Sensibilita`=rapporto tra il segnale (T_A) ed il rumore (T_rms): S/N ~ T_A/(T_A+T_R)

 sorgenti deboli (T_A

«

^TR): S/N~A_e

G/G = T_A/T_sys: T_A ~ 10^-4 T_sys richiede una stabilita` di guadagno G/G ~10^-4  sorgenti forti: le fluttuazioni del segnale stesso dominano l’incertezza

(23)

Alcuni esempi di radiotelescopi

a disco singolo nel mondo

(24)

Medicina (Bologna) 32 metri

Noto (Siracusa) 32 metri

I radiotelescopi italiani attuali

(25)

In Sardegna, a circa 35 km da Cagliari, in località Pranu Sanguni, nel comune di San Basilio, l’INAF si appresta a costruire un grandioso impianto scientifico, denominato SRT (Sardinia Radio Telescope). Si tratta di un radiotelescopio del diametro di 64 m, di concezione moderna, versatile, con diverse posizioni focali, e con una copertura di frequenza da 0.3 a 100 GHz. L’impianto, disegnato per applicazioni di Radioastronomia, Geodinamica e Scienze Spaziali, si configura come una facility internazionale di altissimo profilo.

IL SARDINIA RADIO TELESCOPE

e quello futuro

(26)

situazione al settembre 2006 situazione al settembre 2006

(27)

In SRT, sofisticati sistemi robotici consentiranno di posizionare i

ricevitori nelle varie posizioni focali, con procedure completamente

automatizzate

(28)

Il riflettore primario ha una superficie attiva composta di 1008 pannelli e attuatori meccanici di precisione.

MECCANICA DI PRECISIONE

(29)

Un tipico ricevitore di concezione moderna consiste in una matrice di horn conici che vengono tenuti a bassa temperatura da un sofisticato sistema criogenico. Lo sviluppo della tecnica di disegno e realizzazione degli horn conici rappresenta uno dei settori di punta dei sistemi di rice-trasmissione moderni, nel tele rilevamento e in metereologia

RICEVITORI A MICROONDE

Ricevitore multibeam a 1.4 GHz

(30)

Le schede digitali costituiscono il cuore della tecnologia utilizzata nelle reti intercontinentali di interferometria radio e costituiscono un esempio di elettronica digitale ad alta integrazione che trova applicazioni nella robotica, nelle catene industriali controllate da microprocessori, e in generale nei sistemi di controllo digitale. Le schede nelle foto sono state sviluppate presso i laboratori dell’Istituto di Radioastronomia di Bologna dell’INAF.

ELETTRONICA DIGITALE AD ALTA INTEGRAZIONE FPGA

(Field Programmable Gate Array)

(31)

Una delle applicazioni più prestigiose della rete europea GEANT sono gli esperimenti condotti dalla rete radioastronomica. In questi esperimenti, i segnali radio in banda base di radiotelescopi distribuiti su scala europea vengono trasmessi in tempo reale (su rete telematica a larga banda) e poi

“sintetizzati” con potenti mezzi di supercalcolo in un gigantesco radiotelescopio virtuale di dimensioni pari alla distanza delle antenne.

ICT

(32)

L’esistenza di un sito radioastronomico altamente informatizzato e connesso alla rete globale apre le prospettive di realizzazione di una “STAZIONE LOFAR”

LOFAR (Low Frequency Array)

Un vero “telescopio informatico”: N singoli dipoli connessi con fibre ottiche sintetizzano un telescopio di grandi dimensioni.

(33)

Parkes (Australia)

64 metri 64 metri

(34)

Jodrell Bank, Manchester (UK) Jodrell Bank, Manchester (UK)

72 metri

(35)

Effelsberg, Bonn (Germania) Effelsberg, Bonn (Germania)

100 metri

(36)

Green Bank, West Virginia (US) Green Bank, West Virginia (US)

100 100   110 mq 110 mq

(37)

in sostituzione del vecchio radiotelescopio (crollato)

(38)

Arecibo, Porto Rico (USA) Arecibo, Porto Rico (USA)

300 metri

(39)

(40)

Come funziona un radiotelescopio a parabola?

(41)

Accuratezza specchio < 0.05 

simile a telescopio ottico

(42)

Green Bank Telescope, WV

• Superficie riflettente in alluminio

• Mette a fuoco la

radiazione incidente

verso il fuoco primario o il sub-riflettore (doppia riflessione)

sub-riflettore

Specchio primario

specchio

primario

(43)

sub-riflettore

sostegno ricevitori

Sub-riflettore

• Ri-direziona le onde

incidenti verso i ricevitori

• Puo’ essere ruotato per

direzionare la radiazione

a ricevitori differenti

(44)

1.5GHz 20cm 2.3GHz 13cm 4.8GHz 6cm 8.4GHz 4cm 14GHz 2cm 23GHz 1.3cm 43GHz 7mm 86GHz 3mm

327MHz 90cm 610MHz 50cm

La base con i ricevitori

(45)

Feed e ricevitori

(46)

Illuminazione non uniforme

Leakage:

parte della radiazione viene perduta

Spillover:

il beam del ricevitore e’

maggiore delle dimensioni dello specchio

Bloccaggio apertura:

^sostegni,

ricevitori e sub-riflettore oscurano parte dello specchio  aumento del livello dei lobi secondari

Deviazioni dalla forma ideale:

gravita`, vento e dilatazioni termiche concorrono a “distorcere” le immagini Forze grav.D³

Momenti flettenti D⁴ (flessione del materiale D²)

Irregolarita` della superficie:

accuratezza dello specchio, allineamento degli elementi, ecc.

tolleranza della lavorazione dello specchio primario entro /20

all’aumentare delle dimensioni non aumenta il potere risolutivo in presenza di imperfezioni

modifica dell’area efficace A

_e

e del beam pattern d’antenna P

_n

Soluzione: ottiche attive

(attuatori sotto i pannelli)

e adattive (tramite laser)

(47)

Potere risolutivo dei radiotelescopi

 ≈  / D

 =lunghezza d’onda osservativa (grande in banda radio)

D=diametro del telescopio o massima distanza tra i telescopi negli arrays

 D deve essere grande

(48)

Banda radio:

 = 20 cm

_{D= 80 m} _10’

D= 30 m 30’

D=700 m ^1’

Pupilla:  ~ 10

^-3

mm D = 5 mm

1’

(49)

Come risolvere il problema della limitata risoluzione angolare?

Interferometria e sintesi d’apertura

(50)

Sorgente puntiforme a distanza infinita

Fronte d’onda

+

Offset in posizione 

Baseline D

Ritardo t

Base line

/D

(51)

(52)

A’ A

B B’

a)

b)

(53)

Alcuni esempi di interferometro

(54)

VLA (Very Large Array) - New Mexico, US VLA (Very Large Array) - New Mexico, US

Configurations:

A 21.0 km

B 6.4 km

C 1.9 km

D 0.6 km

(55)

Come funziona un interferometro come il VLA

(56)

Green Bank Telescope, WV Very Large Array, NM

Disco singolo

D

 ≈  / D

Come cambiano la risoluzione e la sensibilita`

Array di parabole

sensibilita`≈ N(antenne)  diametro

²

(57)

Westerbork (Olanda)

Westerbork (Olanda) _{diam.=25 m} ^{14 antenne}

D

_max

≈3 km

(58)

ATCA (Australia) ATCA (Australia)

6 antenne diam.=22 m

D

_max

≈ 6 km

(59)

Un radio telescopio “grande” come la Terra

Interferometria a lunghissima base:

il VLBI

(60)

Interferometria a lunghissima base:

VLBI europeo (EVN) – ^{18 antenne}

(61)

RADIOASTRONOMY

Interferometria a lunghissima base:

il VLBA – 10 antenne (25 m), US+Canada

(62)

IL VLBI SPAZIALE

Potere risolutivo ≈ 3  D

_T

1 millisecondo d’arco

Interferometria a lunghissima base:

Il VLBI spaziale

VSOP (10 m)

(63)

564 m

610 m 32 m

CROCE DEL NORD (1964) 408 MHz – 73.5 cm

EW: 564 x 36 m

NS: 64 a d=10 m (23.5 x 8 m)

Parabola di 32 m 1.4 GHz – 23 GHz

VLBI (50%) 1983

Medicina (Italia)

(64)

VLBI intercontinentale: una veduta globale

(65)

Come si trasmette e si amplifica il segnale

(66)

Nozioni sui ricevitori (I)

Ricevitore

Ricevitore : :

apparato per rivelare e misurare il segnale. E’ composto da vari elementi: feed, guida, amplificatore, SQLD, integratore, feed, guida, amplificatore, SQLD, integratore, ecc.

Lo specchio raccoglie l’onda e.m. e la trasforma da piana a sferica convergente.

Il dispositivo di rivelazione del segnale trasferisce l’onda nei vari apparati che Il dispositivo di rivelazione del segnale trasferisce l’onda nei vari apparati che costituiscono il ricevitore.

costituiscono il ricevitore.

Feed (illuminatore):

raccoglie il raccoglie il campo elettricocampo elettrico della radiazione incidente che della radiazione incidente che poi verra’ trasformato in una

poi verra’ trasformato in una tensionetensione (corrente elettrica) misurabile. Si deve (corrente elettrica) misurabile. Si deve evitare che il feed riceva radiazione non riflessa dallo specchio (spillover).

evitare che il feed riceva radiazione non riflessa dallo specchio (spillover).

Amplificatore:

attraverso una guida d’onda il segnale arriva ad un amplificatore attraverso una guida d’onda il segnale arriva ad un amplificatore

  serie di amplificatori a cascata, ognuno con un proprio guadagno ed una serie di amplificatori a cascata, ognuno con un proprio guadagno ed una propria temperatura di rumore e raffreddati (gli amplificatori con T

propria temperatura di rumore e raffreddati (gli amplificatori con T_R_R minore minore all’inizio del sistema di amplificazione)

all’inizio del sistema di amplificazione)

  il guadagno dell’amplificatore deve essere stabile per permettere di rivelare il guadagno dell’amplificatore deve essere stabile per permettere di rivelare segnali deboli

segnali deboli

(67)

Nozioni sui ricevitori (II)

Mixer (miscelatore):

1.1. Le perdite del segnale lungo le guide d’onda sono Le perdite del segnale lungo le guide d’onda sono √√_s_s

2.2. I diversi feed sull’antenna garantiscono varie frequenza di osservazione e I diversi feed sull’antenna garantiscono varie frequenza di osservazione e bande passanti

bande passanti

3.3. Le operazioni sul segnale (tra cui la rivelazione finale) sono semplificate se Le operazioni sul segnale (tra cui la rivelazione finale) sono semplificate se effettuate a

effettuate a bassa frequenzabassa frequenza

Il mixer ha lo scopo di abbassare la frequenza del segnale e filtrarlo in uscita Il mixer ha lo scopo di abbassare la frequenza del segnale e filtrarlo in uscita Al segnale radio amplificato si somma un segnale forte (~1 volt) prodotto da un Al segnale radio amplificato si somma un segnale forte (~1 volt) prodotto da un

Oscillatore

Oscillatore Locale (LO) con una frequenza Locale (LO) con una frequenza _lo_lo vicina a quella del segnale vicina a quella del segnale stesso. Il tutto passa poi attraverso un apparecchio a risposta non lineare stesso. Il tutto passa poi attraverso un apparecchio a risposta non lineare

segnale in uscita che consiste in varie componenti + 2 componenti a segnale in uscita che consiste in varie componenti + 2 componenti a frequenze che sono la somma e la differenza di

frequenze che sono la somma e la differenza di _s_s e e _lo_lo, la cui ampiezza , la cui ampiezza dipende linearmente dal campo elettrico, ossia dal segnale in entrata dipende linearmente dal campo elettrico, ossia dal segnale in entrata

 _IF=media frequenza (intermediate frequency)= _s_s - - _lo_lo≈10-60 MHz≈10-60 MHz

 Il feed e l’antenna accettano un’ampia banda di frequenze ma saranno due le Il feed e l’antenna accettano un’ampia banda di frequenze ma saranno due le radiofrequenze che contribuiscono a

radiofrequenze che contribuiscono a _IF_IF: : _s1_s1==_lo_lo--_IF_IF, , _s2_s2==_lo_lo++_IF_IF

(68)

Sensibilità del ricevitore:

rumore “termico” del ricevitore

 ricevitori raffreddati

Il sistema a superheterodyne

front end

back end

La parte del back end del ricevitore rimane La parte del back end del ricevitore rimane invariata quando si cambia frequenza di invariata quando si cambia frequenza di osservazione, permette di lavorare a bassa osservazione, permette di lavorare a bassa frequenza e di ridurre le perdite di segnale frequenza e di ridurre le perdite di segnale

(69)

Rapidi cenni sui meccanismi di emissione

in banda radio

(70)

Processi termici Processi termici: : bremsstrahlung

bremsstrahlung (radiazione di frenamento, (radiazione di frenamento, particelle cariche)

particelle cariche)

Processi non termici Processi non termici: : sincrotrone

sincrotrone (particelle cariche relativistiche + (particelle cariche relativistiche + campi magnetici)

campi magnetici)

Righe di emissione:

idrogeno

idrogeno (21 cm , 1400 MHz)

Processi di emissione di onde radio

(71)

Righe da molecole complesse:

CO, H

₂₂

O, NHC O, NHC

₃₃

(72)

Importanza dell’alta risoluzione e di

osservazioni multi-frequenza

(73)

Il modello unificato dei Nuclei Galattici Attivi (AGN) riesce a spiegare quanto si vede nelle Radiogalassie (spesso associate a galassie ellittiche), nei Quasars (che si trovano anche in galassie a spirale) e nelle galassie di Seyfert.

4.9 GHz risoluzione=0.4 arcsec

1.4 GHz risoluziione=5 arcsec

1.4 GHz risoluzione=1.4 arcsec

1 arcmin

8 GHz risoluzione=0.3 arcsec

(74)

HST HST

RADIO RADIO

La galassia ellittica NGC

4261 4261

(75)

1.4 GHz (A+C array) 1.4 GHz (A+C array)

1.4 GHz (A array) 1.4 GHz (A array)

5 arcsec

1 arcmin

Osservazioni con il VLA della Osservazioni con il VLA della

radiogalassia NGC 326

(76)

La radiogalassia piu’ distante La radiogalassia piu’ distante

TN J0924-2201 a z = 5.19 TN J0924-2201 a z = 5.19

Contorni della mappa VLA a 4.8 GHz sovrapposti all’immagine nel vicino infrarosso ottenuta al telescopio Keck-I

Ad un redshift z=5.19 (circa 11-12 miliardi di anni fa, corrispondenti a ~90% dell’eta` dell’Universo), la radiogalassia appare molto giovane ed in formazione attraverso fenomeni di merging di galassie minori

5 arcsec

(77)

Il Network VLBI Europeo (EVN) Il Network VLBI Europeo (EVN)

Immagine dell’espansione della shell di SNR nella galassia M82, a 12 milioni di anni luce

(78)

VLA 20cm

VLA 1.3cm

Centro della Galassia

VLA 3.6cm

(79)

E in futuro?

Alcuni progetti in corso

(80)

LOFAR: The LOw Frequency ARray (Olanda)

 100 stazioni (10-240 MHz) su un’area di 400 km di diametro  ampia possibilita` di

espansione

 100 antenne per stazione

 Multi-beam simultanei

(81)

 64 (50) antenne da 12 m

 Baseline fino a 10 km

 70  900 GHz

 5000 metri di altitudine

ALMA: The Atacama Large Millimeter Array (Cile)

APEX, il prototipo

(82)

Cenni di radioastronomia e radiotelescopi