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| Radiointerferometria |
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Sofisticata generazione di radiotelescopi è quella dei radiointerferometri,
complessi strumenti che sfruttano i principi già noti
dell'interferometria ottica per migliorare notevolmente il potere
risolutivo, soprattutto alle grandi lunghezze d'onda.
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Strutture basilari di semplici radiointerferometri a due antenne (a prodotto e a somma).
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Fu
Stanier (1950) che per primo mostrò come un radiointerferometro
fosse in grado di misurare le componenti di Fourier della distribuzione
di brillanza di una radiosorgente, mentre gli sviluppi radioastronomici
di questa tecnica sono principalmente dovuti a M. Ryle (in Inghilterra,
1952) e a Christiansen e Mills in Australia (1953) che estesero le
tecniche radiointerferometriche a due antenne verso quelle relative a
strutture multi-elementi mobili, gettando le basi per il cosiddetto
principio della sintesi di apertura, formulato dettagliatamente da Ryle
ed Hewish nel 1960.
Le moderne misure interferometriche utilizzano gruppi di
radiotelescopi distribuiti su dimensioni molto grandi (al limite,
sull'intera superficie della Terra, oppure sulla Terra e lo spazio a
bordo di satelliti artificiali) che operano come le fenditure di un
reticolo di diffrazione: come in questo caso, il potere risolutivo
dell'interferometro dipende dalle dimensioni totali dello strumento e
può essere reso arbitrariamente grande. Oggi si raggiungono poteri
risolutivi inferiori al millesimo di secondo d'arco che consentono di
studiare oggetti celesti con notevole dettaglio, come, ad esempio, le
parti centrali di galassie e quasar, dove ha origine l'enorme quantità
di energia che si osserva.
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| Suggestiva
veduta aerea della caratteristica struttura del più grande
strumento radiointerferometrico "singolo" del mondo: il VLA (Very Large
Array - NRAO) americano nel deserto di Socorro (Nuovo Messico),
composto da 3 bracci a forma di Y, ciascuno lungo 35 km, con 9 antenne
a parabolide ciascuna del diametro di 25 metri (operanti
nell'intervallo di frequenze da 1 a 24 GHz). Questo imponente strumento
è considerato uno dei simboli della moderna radioastronomia. |
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L'incremento del potere risolutivo..
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Il generale procedimento di misura della densità di flusso
cosmico consiste nel puntare il radiotelescopio sulla zona di cielo
interessata misurando l'incremento del segnale risultante rispetto ad
un livello di riferimento. Se l'apparato ricevente è stato
calibrato, la deflessione del segnale utile può essere
direttamente convertita in temperatura equivalente di antenna: noto il
guadagno di antenna è possibile ottenere la densità di
flusso della sorgente.
Per rivelare il flusso di radiosorgenti deboli è indispensabile
utilizzare un sistema di antenna caratterizzato da grande area
efficace, mentre per distinguere maggiori dettagli strutturali è
necessario un elevato potere risolutivo, raggiungibile utilizzando strumenti dotati di un fascio di ricezione sufficientemente stretto.
Questa caratteristica, che contribuisce a diminuire le fluttuazioni del
rumore di fondo del cielo, è direttamente legata alle dimensioni
fisiche del sistema di antenna, con limiti notevoli circa la
risoluzione ottenibile in pratica: il problema si risolve utilizzando i
sistemi interferometrici che derivano, in linea di principio, dallo
strumento ottico di Michelson.
Per spingere il potere risolutivo oltre i limiti raggiungibili da una
singola antenna si ricorre alla composizione dei segnali provenienti da
due o più antenne (ciascuna avente dimensioni relativamente
modeste) poste a una distanza grande rispetto alle loro dimensioni e
alla lunghezza d'onda operativa.
I radiointerferometri e gli array di antenne a sintesi di apertura
sono stati sviluppati per misurare fini dettagli angolari della
radiazione cosmica, superando agevolmente i limiti di risoluzione
imposti dai radiotelescopi ad antenna singola.
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