Astronomia

Quanto diventa grande la rifrazione in radioastronomia?

Quanto diventa grande la rifrazione in radioastronomia?

Per la rifrazione atmosferica della luce visibile, Wikipedia fornisce l'ordine di 1 minuto d'arco a 45° di altitudine sopra l'orizzonte e 5,3 minuti d'arco a 10°. Ciò è causato dalla polarizzabilità dielettrica di tutti gli elettroni legati in tutti gli atomi dell'atmosfera.

Alle frequenze HF molto più basse della radio, gli elettroni e gli ioni liberi contribuiranno e alcune forme di comunicazione radio si sono basate sulla rifrazione ad ampi angoli di incidenza per deviare i segnali terrestri sulla Terra in una stazione di terra lontana.

Quindi mi aspetto che alle frequenze più basse utilizzate nella radioastronomia, le correzioni alla posizione osservata delle sorgenti radio dovute alla rifrazione ionosferica potrebbero essere molto più grandi di quelle alle lunghezze d'onda visibili, ma non ne sono sicuro.

Quanto può essere grande questo effetto? Con quale frequenza? Ci sono mai correzioni grandi come 1 grado?


Ho iniziato a pensarci dopo aver chiesto Quante stazioni si potevano sentire con una radio AM/FM davanti alla finestra della cupola della ISS? che include l'immagine qui sotto.

sotto: dall'esercitazione del Progetto Radio Jove Gli effetti dell'atmosfera superiore della Terra sui segnali radio.


Le deviazioni rifrattive di posizione sono molto simili sia per la radio che per l'astronomia ottica, fino a che non si considerano le onde radio a bassissima frequenza ($<200$ MHz) quando l'effetto diventa rapidamente maggiore.

Per la rifrazione piana parallela un'approssimazione per la deviazione di cui parli è $$Delta heta simeq (n-1) cot heta,$$ dove $ heta$ è l'elevazione osservata, $Delta heta$ è il cambiamento di elevazione dal suo vero valore dovuto alla rifrazione e $n$ è l'indice di rifrazione mediato sulla massa d'aria.

Secondo questa fonte del radiotelescopio Green Bank, usano qualcosa del genere, con un modello aggiunto per come $n$ varia con l'altezza, scalata dalla pressione atmosferica. Il valore più grande di $n$ quotato è 1.00031 al piano terra. Questo è fondamentalmente lo stesso dell'indice di rifrazione dell'aria alle lunghezze d'onda visibili e ammonta a circa 60 secondi d'arco ad altezze di 45 gradi.

Quindi, con mia sorpresa, gli effetti della rifrazione sul puntamento del radiotelescopio sono simili a quelli dei telescopi ottici. Si scopre semplicemente che la parte reale dell'indice di rifrazione (che controlla la velocità di fase della luce e quindi la rifrazione) è vicina a 1 per le onde radio come lo è per la luce visibile.

Ecco un'altra fonte che fornisce alcuni algoritmi per calcolare l'indice di rifrazione reale (piccolo) effettivo per le onde radio, con risultati simili.

Questa fonte afferma che i calcoli sono validi per lunghezze d'onda in mm e superiori. Ovviamente non possono essere validi quando ci si avvicina al cut-off ionosferico a circa 40 MHz (lunghezze d'onda di metri), dove l'indice di rifrazione si allontanerà bruscamente dall'unità e le deviazioni devono diventare proporzionalmente maggiori.

Sono riuscito a trovare qualcosa sulla rifrazione posizionale a queste basse frequenze. L'array radio LOFAR può apparentemente funzionare fino a frequenze fino a 10 MHz, ma il limite pratico potrebbe essere un po' più alto. Ad ogni modo, devono tenere conto della rifrazione nella ionosfera e ho trovato questa presentazione, che contiene una sezione sulla rifrazione e in particolare la figura sotto.

Quindi per la radioastronomia a bassa frequenza (<200 MHz), la rifrazione è certamente un effetto maggiore che nell'ottica. per esempio. Ad altitudini di 45 gradi, le posizioni rifratte vengono spostate di circa 0,1 e 0,4 gradi rispettivamente a 50 MHz e 30 MHz.


Ho trovato alcune informazioni interessanti in questo articolo di volgarizzazione di Ian Poole.

Un primo punto è che la densità elettronica nella ionosfera cambia tra il giorno e la notte, quindi la curvatura risultante sarà diversa:

Questo sito molto interessante spiega in particolare che c'è un

frequenza di taglio per la ionosfera oltre la quale perde la sua capacità di riflettere le onde corte. A seconda della latitudine, della stagione e dell'attività solare principalmente, durante il giorno questa frequenza si aggira intorno ai 3-10 MHz e scende a circa 2-6 MHz durante la notte

L'articolo include un'illustrazione della transizione dalla deflessione angolare alla riflessione completa in funzione dell'angolo (fare clic per la dimensione intera):

didascalia: Onda spaziale, onda terrestre e onde ionosferiche. Sopra un angolo critico, le onde fuoriescono nello spazio libero mentre le onde emesse sotto un angolo di incidenza basso possono raggiungere paesi molto lontani. Questo è valido tra ca. 1-500MHz.

Ma il miglior sito che ho trovato sull'argomento è quello. Si afferma che

La riflessione ionosferica (non assorbimento) impedisce ai fotoni con lunghezze d'onda > 30 m (f< 10 MHz) di raggiungere il suolo [… ]

La riflessione interna totale nella ionosfera a lunghezze d'onda maggiori fa sembrare la Terra una palla argentea proveniente dallo spazio, come il quadrante di vetro di un orologio da polso subacqueo visto obliquamente.

Continua dicendo che l'atmosfera non è perfettamente trasparente a nessuna frequenza radio. E inoltre aggiunge rumore. Spiega perché i migliori siti per l'osservazione radio a frequenze più elevate sono eccezionalmente alti e asciutti.


Domande frequenti sulla radioastronomia

La maggior parte dei radiotelescopi utilizza antenne di grandi dimensioni per rendere i loro "schemi di raggio" il più piccoli possibile. Il diagramma del raggio è l'area bidimensionale proiettata sulla sfera celeste alla quale il telescopio sarà sensibile. Un piccolo fascio di luce conferisce al telescopio la capacità di risolvere il livello dei segnali provenienti da regioni separate solo da una piccola distanza angolare. Più antenne sono talvolta combinate in "array" per migliorare la risoluzione. Antenne ampiamente separate possono avere i loro segnali combinati in una disposizione "interferometrica" ​​in cui è possibile ottenere risoluzioni che superano quelle dei telescopi ottici.

Clicca qui per un tour attraverso un semplice radiotelescopio.

Cosa ascoltano i radioastronomi?

Come sono fatte le immagini da tutto questo rumore radiofonico?

Quali frequenze vengono utilizzate?

lunghezza d'onda in metri = 300/ frequenza in megahertz.

Spesso, ad esempio, ascolterai la regione di frequenza della linea dell'idrogeno molecolare di 1.420 megahertz denominata banda di 21 centimetri.

Ci sono limitazioni pratiche alla nostra capacità di ricevere molte di queste frequenze, specialmente dalla nostra posizione protetta sotto lo scudo dell'atmosfera terrestre. Le frequenze inferiori a 15 Mhz circa, sono usate raramente a causa dell'assorbimento di queste onde da parte della ionosfera. All'estremità superiore della gamma di frequenza, le limitazioni sono imposte dalla tecnologia necessaria per ricevere segnali con lunghezze d'onda così piccole. Quasi tutti i radiotelescopi amatoriali sono compresi tra 18 Mhz e 10.000 Mhz. L'esatta scelta della frequenza per un dato radioamatore dipenderà dalle capacità tecniche dello sperimentatore, dai tipi di osservazioni ricercate, dallo schema di interferenza radio nell'area, dalla quantità di spazio disponibile per le antenne ed eventualmente dalla disponibilità di apparecchiature commerciali che può essere messo in servizio.

Quanto costa un radiotelescopio?

Devo conoscere l'elettronica per fare radioastronomia amatoriale?

Cosa posso fare con un piccolo radiotelescopio?

  • Studia le tempeste di rumore di Giove.
  • Registra i brillamenti e prevedi l'attività geomagnetica.
  • Rileva una pulsar utilizzando DSP (elaborazione del segnale digitale).
  • Rileva sorgenti radio più forti.
  • Cerca gli HEP (impulsi ad alta energia> dal centro galattico.
  • Ricerca di correlazioni radio per lampi di raggi gamma.
  • Studio della scintillazione e rifrazione ionosferica.
  • Rileva meteore invisibili all'occhio.
  • Sviluppa un interferometro a linea di base lunga.
  • Impara la tecnologia radiofonica.
  • Impara l'astronomia.
  • Trova ET.

Come si costruisce un osservatorio radiofonico?

Molto spesso, lo sperimentatore svilupperà il proprio progetto in base al suo particolare insieme di bisogni, abilità e risorse disponibili. Alcune parti del telescopio saranno spesso costruite in casa, mentre altre consisteranno in dispositivi prodotti commercialmente come LNA (amplificatori a basso rumore), supporti per antenne o alimentatori. Per produrre un radiotelescopio da un mix di vari componenti, è necessario avere ancora familiarità con concetti come larghezza di banda, integrazione, figura di rumore ecc. Un radiotelescopio dipende da questi e da altri fattori per estrarre un segnale utilizzabile.


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Quando la luce viaggia da un'area di una densità all'altra cambia velocità. Ad esempio la luce visibile che passa dall'aria al vetro viene rallentata. Al contrario, quando si passa da una sostanza a densità più alta a una più bassa, come la luce che esce da una lente di vetro e rientra nell'aria, accelera. Questo cambiamento di velocità fa sì che il percorso della luce venga piegato o rifratto.
Rifrazione della luce nell'atmosfera

Lo schema in figura 2 mostra i raggi di luce provenienti da stelle a diverse altitudini sopra l'orizzonte che attraversano l'atmosfera. La struttura dell'atmosfera è stata molto semplificata e la quantità di rifrazione notevolmente esagerata. Si noti in particolare quanto segue:

  1. La luce della stella A, direttamente sopra la testa, non viene rifratta e la sua luce raggiunge l'osservatore senza alcuna deviazione dal suo percorso.
  2. Più bassa è l'altezza di una stella, maggiore è la lunghezza dell'aria che deve attraversare.
  3. Più bassa è l'altezza di una stella, più obliquamente la sua luce colpisce l'atmosfera.

Questi ultimi due punti si combinano per far aumentare rapidamente la quantità di rifrazione quando un oggetto si avvicina all'orizzonte. Di conseguenza, la stella B appare nella posizione B' e la stella C viene sollevata in C'.

Quanto viene rifratta la luce?
Altitudine Rifrazione Altitudine Rifrazione
90 o 0’ 0” 15 o 3’ 41”
80 o 0’ 11” 10 o 5’ 25”
70 o 0’ 22” 5 o 9’ 40”
60 o 0’ 35” 2 o 16’ 56”
50 o 0’ 51” 1 o 21’ 45”
40 o 1’ 12” 0 o 30' 25’ 0”
30 o 1’ 45” 0 o 28’ 59”
20 o 2’ 45” -0 o 30' 33’ 41”
All'orizzonte

Consideriamo il tramonto del sole. Quando si avvicina all'orizzonte, la quantità di rifrazione è di circa 0,5 o , che è all'incirca il diametro apparente del Sole. Quando il Sole sembra essere seduto sull'orizzonte, che sta sorgendo o tramontando, è in realtà al di sotto dell'orizzonte geometrico ed è reso visibile solo dalla rifrazione atmosferica. La figura 3 mostra questa situazione. Se potessimo miracolosamente far svanire l'atmosfera terrestre nel momento apparente del tramonto o dell'alba, allora il Sole scomparirebbe effettivamente dalla vista poiché è davvero già sotto l'orizzonte. Ovviamente questo sollevamento si applica a qualsiasi oggetto astronomico come le stelle, i pianeti e la Luna, non solo il Sole.

L'effetto di tutto questo è di allungare il tempo in cui un oggetto si trova sopra l'orizzonte. In particolare, il giorno diventa più lungo con il Sole che sembra sorgere prima e tramontare più tardi di quanto farebbe in assenza di atmosfera.

Considera le ultime due voci nella tabella di rifrazione sopra. Questi mostrano la posizione quando il Sole sembra essere all'orizzonte, ma in realtà è al di sotto di esso. Poiché le altitudini differiscono di 0,5 o che è circa il diametro apparente del Sole, il lembo inferiore del Sole viene sollevato di circa 34' e quello superiore di "solo" 29'. Poiché la rifrazione dell'arto inferiore del Sole è maggiore di quella dell'arto superiore, l'arto inferiore viene sollevato di circa il 16% in più rispetto a quello superiore e il disco solare normalmente rotondo viene appiattito in una forma ovale. Questa è davvero la situazione ideale, in realtà strati discreti nell'atmosfera possono avere effetti diversi spesso causando un bordo frastagliato al lembo solare. Anche le condizioni locali possono far sì che la quantità di rifrazione vari in modo significativo a quote così basse. Lo stesso effetto può essere visto con la Luna.

Inseguimento attraverso il cielo

Questo importa? La risposta è sì se hai un telescopio che sta tentando di inseguire le stelle. La quantità di rifrazione che cambia continuamente significa che il telescopio non manterrà una stella perfettamente centrata nel campo visivo. Per l'osservazione puramente visiva questo è qualcosa che è facile da affrontare, ma per la fotografia rappresenta una sfida. Con una montatura equatoriale che deve essere allineata al polo celeste la cosa migliore da fare è allineare sul polo rifratto e non su quello geometrico. La maggior parte dei metodi che utilizzano l'allineamento delle stelle lo farà automaticamente, ma se si utilizza un metodo meccanico come un inclinometro è possibile effettuare una regolazione per la rifrazione, in particolare a basse latitudini.

Dispersione atmosferica

All'inizio di questo tutorial abbiamo notato che la quantità di luce che viene rifratta varia leggermente con la sua lunghezza d'onda (colore). Ciò può causare la diffusione dell'immagine di una stella in uno spettro molto piccolo con il rosso in alto e il blu in basso. Questo effetto, realmente visibile solo in un telescopio, aumenta al diminuire dell'altitudine di un oggetto. La Figura 5 mostra l'effetto su Polaris ad un'altitudine di 52 o . L'immagine qui è molto ingrandita e poiché è presa attraverso un telescopio invertito i colori sono invertiti da quelli sopra con il rosso in basso e il blu in alto.

La situazione con i pianeti è più difficile, in particolare alle lunghe lunghezze focali e alle grandi scale di immagine utilizzate nell'imaging. Qui la singola immagine è composta da più immagini di colori diversi, tutte leggermente fuori allineamento l'una con l'altra, sfocando i dettagli. Per una discussione più dettagliata sulla dispersione atmosferica e sui modi per contrastarla, Martin Lewis ha scritto un articolo approfondito disponibile qui e ce n'è anche uno di Damian Peach qui.


Contenuti

Storicamente, la radioastronomia russa (ex sovietica) ha avuto un collegamento permanente e stabile con il P N Lebedev Physical Institute (LPI) dell'Accademia delle scienze russa. L'istituto aveva entrambe le stazioni permanenti e conduceva spedizioni in località sul campo nella regione della Crimea. Queste strutture e spedizioni furono progettate per la ricerca in radioastronomia a partire dalla fine degli anni '40. [1]

Un decennio dopo, il centro di ricerca radioastronomica gravitava nella regione meridionale di Mosca (circa 75 miglia a sud di Mosca), a Pushchino (informalmente chiamata Pushchino-on-Oka). Ecco un nuovo osservatorio, il Osservatorio RadioAstronomico Pushchinochino è stato sviluppato nell'arco di vent'anni come parte del LPI Astro Space Center. È diventato uno dei più grandi osservatori di radioastronomia in Russia e nel mondo (2001). È stata fondata l'11 aprile 1956 sotto la direzione dell'Accademia delle Scienze dell'URSS. [1]

Storia dell'attrezzatura in uso Modifica

Il Osservatorio RadioAstronomico Pushchinochino dispone di quattro notevoli radiotelescopi (RT 22), ciascuno con specchi a 22 metri. Costruiti nel 1959, questi sono completamente orientabili e sono progettati per funzionare in intervalli di lunghezze d'onda millimetriche e centimetriche. All'attrezzatura si aggiunge il DKR 1000, uno strumento radiotelescopio a banda larga, in linea nel 1964, e operante nella gamma di lunghezze d'onda del metro. Il DKR 1000 ha bracci di 40 per 1000 metri. Nel 1973, a questo set è stato aggiunto un altro telescopio. La nomenclatura è "Large Phased Array" con la designazione BSA/LPI, che opera nella gamma di lunghezze d'onda del metro. Il DKR 1000 e il BSA/LPI, sono attualmente i più grandi radiotelescopi al mondo, che operano nella gamma dei metri. [2]

L'Osservatorio impiega 45 ricercatori insieme a 60 ingegneri e tecnici per realizzare il personale dei diversi dipartimenti principali e di diversi laboratori dell'osservatorio. A questi si aggiungono altre 80 persone che svolgono mansioni amministrative, officine, garage, e uno staff di guardie. I dipartimenti e i laboratori sono progettati per concentrarsi sugli aspetti scientifici e tecnici delle scienze dell'osservatorio. [2]

I dipartimenti sono i seguenti: astrofisica del plasma, radioastronomia extragalattica, fisica pulsar, spettroscopia radio spaziale e astrometria pulsar. I laboratori sono i seguenti: apparecchiature di radioastronomia, ricerca radioastronomica di automazione, ingegneria informatica e tecnologia dell'informazione e radiotelescopi della gamma di lunghezze d'onda del metro. [2]

  • radioastronomia per astrofisica
  • fisica delle nuvole molecolari
  • maser spaziali
  • atomi giganti nello spazio
  • processi di formazione stellare (ricerca e investigazione)
  • condizioni fisiche nel mezzo interstellare diffuso
  • resti di supernova e mezzo interstellare
  • emissione radio di radiogalassie e quasar
  • indagini sul plasma interplanetario e sul vento solare
  • si studia come si propagano le perturbazioni nel plasma interplanetario
  • Costruzione dell'isotopo dell'emisfero settentrionale
  • catalogo delle sorgenti radio
  • si studiano i nuclei galattici attivi
  • interferometria di base molto ampia (VLBI)
  • fisica delle pulsar che sono stelle di neutroni
  • L'emissione radio delle pulsar viene studiata nel contesto della microstruttura dell'impulso e del meccanismo coinvolto.
  • stabilire la scala temporale delle pulsar cronometrando le pulsar. [2][3]
  1. ^ unbc "Il sistema di strumentazione unico dell'osservatorio viene brevemente esaminato in una prospettiva storica. Vengono delineate le aree di ricerca chiave e alcuni importanti risultati e vengono esaminate le prospettive dell'osservatorio come (attualmente) parte del Centro spaziale spaziale LPI".
    • Dagkesamanskii, Rustam D (2009). "L'Osservatorio RadioAstronomico Pushchino del P N Lebedev Physical Institute Astro Space Center: ieri, oggi e domani". Fisica-Uspekhi. 52 (11): 1159–1167. Bibcode:2009PhyU. 52.1159D. doi:10.3367/UFNe.0179.200911i.1225. , 2009, Volume 179, Numero 11, pagine 1225–1235
  2. ^ unbcd
  3. Centro Scientifico Pushchino, Pushchino, Regione di Mosca, 142290, Russia (2001). "Osservatorio RadioAstronomico Pushchino". PRAO/ASC/LPI/RAS. Archiviato dall'originale il 2007-10-2007 . Estratto il 03/04/2010.
  4. ^
  5. Shabanova, Tatiana V. (1995). "Prove per un pianeta intorno al Pulsar PSR B0329+54". Il Giornale Astrofisico. 453: 779. Bibcode: 1995ApJ. 453..779S. doi:10.1086/176440.

Immagini dell'Osservatorio RadioAstronomico di Pushchino, insieme ad alcune informazioni.


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Propagazione delle radiazioni

Nell'equilibrio termodinamico, la legge di Kirchoff afferma che l'emissione e l'assorbimento avvengono alla stessa velocità (il principio dell'equilibrio dettagliato). Se questo non fosse vero - diciamo che l'assorbimento fosse maggiore dell'emissione - allora il gas si riscalderebbe e non sarebbe più in equilibrio termodinamico. Se l'emissione fosse maggiore dell'assorbimento, il gas si raffredderebbe. In entrambi i casi, alla fine il gas ritornerebbe in equilibrio in modo tale che l'emissione bilancia esattamente l'assorbimento. In questo caso speciale, ovviamente, dI = 0 , e io = B &nu (T), la funzione di Planck, quindi nell'equazione limite di Rayleigh-Jeans (1) implica che

dove io è l'intensità che entra in ogni elemento di volume. Questa è una banale equazione differenziale la cui soluzione è
l
io = io o exp (&meno &kappa&nu dl ) .
0

Nota che l'integrazione è presa lungo la linea di vista dall'osservatore . Nel caso in cui l'assorbimento sia costante, ovviamente, &kappa &nu si può estrarre dall'integrale. La quantità integrale è una quantità adimensionale chiamata profondità ottica , e designato &tau&nu . Usando questa notazione, l'intensità che esce dal cloud è solo

Tale equazione differenziale può essere risolta mediante l'uso di un fattore di integrazione, quindi ricordiamoci di questo approccio:

L'equazione di cui sopra è della forma y' + p(X) y = q(X) , dove y = io, x = l, p (X) = &kappa&nu, e q(x) = &eta&nu. Qui stiamo usando la notazione y' = dy/dx = dI/dl . Per ottenere il fattore di integrazione m(X), moltiplicare per through m(X) e cercare una soluzione [m(X)]' = m(X)q(X) , questo è:

da cui ci identifichiamo m (X)' = m(X)p(X). La soluzione a questo dà il fattore di integrazione m (X) = e p ( X ) dx = e &kappa &nu dl . Utilizzando questo fattore di integrazione, possiamo risolvere l'equazione più semplice [m(X)]' = m(X)q(X), cioè

Vogliamo usare questo modulo per risolvere l'equazione, ma per farlo dobbiamo essere molto chiari sulla geometria a cui si applica. Di seguito è riportata la nuova geometria a cui ora siamo interessati. Stiamo considerando un elemento emettitore come prima, ma si trova a l'' , da qualche parte lungo il percorso da 0 a io , e integreremo su tutti gli elementi emettitori di lunghezza dl' da 0 a io . La cosa fondamentale da notare è che l'emissione dall'elemento a l'' sarà assorbito solo per la restante lunghezza, da l'' per io .

Sostituendo i valori per x, y, m(X), q(X) nell'equazione di cui sopra, abbiamo l'equazione differenziale che vogliamo risolvere:

È al punto di integrare entrambi i lati rispetto a io che dobbiamo introdurre la variabile di integrazione "dummy" io '' sul lato destro, che corrisponde alla posizione del nostro elemento volume come nella figura sopra.

Adesso isoliamo io(io) a sinistra per ottenere:

Si noti che l'esponenziale al di fuori dell'integrale over dl '' è una costante: è solo un fattore numerico. Quindi, può essere spostato all'interno dell'integrale per un'importante semplificazione:

L'interpretazione della quantità integrale è che l'emissione da un elemento in posizione dl '' lungo il percorso del raggio viene assorbito dal materiale sovrastante, cioè si ha l'estinzione dell'emissione riscontrata integrando il coefficiente di assorbimento da io '' per io , la parte superiore della colonna. Infine, possiamo utilizzare il concetto di profondità ottica che abbiamo introdotto in precedenza, che formalmente è solo un cambio di variabile:

Quando lo facciamo, i limiti dell'integrazione, originariamente da 0 a io , andare da &tau a 0, perché la profondità ottica è definita, come dice il nome, come una profondità da 0, dove siamo, alla profondità della sorgente.

È molto utile esaminare questa equazione nel caso di una sorgente omogenea, cioè quella per la quale sia l'emissività che il coefficiente di assorbimento sono costanti lungo il percorso del raggio. In quel caso, &eta&nu e &kappa&nu si può togliere dall'integrale e si ottiene:

In molti casi è conveniente pensare ad una data situazione in termini di equazioni (7), anche se si dovrebbe tenere presente la forma delle equazioni più corrette (6 e 6').

Un altro promemoria, le equazioni (5), (6) e (7) assumono tutte una fonte omogenea. È molto comune e utile quando si pensa al trasferimento radiativo considerare atmosfere piane parallele, cioè una pila di fette omogenee di atmosfera (solitamente limitate a una o due!) che rappresentano la situazione "equivalente". Tuttavia, quando si vuole effettivamente modellare una situazione reale in cui la disomogeneità è importante, è necessario tornare all'equazione (4), che non contiene approssimazioni. Per farlo, ovviamente bisogna conoscerli entrambi &eta&nu e &kappa&nu separatamente, quindi questo è ciò che esploreremo in seguito.

Opacità dei meccanismi di emissione

Nella lezione precedente abbiamo scritto alcune espressioni per l'emissività per certi meccanismi di emissione. Tuttavia, in radioastronomia è spesso più semplice utilizzare le equazioni (6) o (7), che richiedono l'opacità di un dato meccanismo, invece dell'emissività. Nota che l'equazione (2') mostra che questi sono semplicemente correlati, e infatti ho annotato le emissività nella lezione precedente dalle espressioni per l'opacità che ho trovato in letteratura, convertendo dall'opacità all'emissività usando l'equazione (2') .

Siamo ora in grado di comprendere lo spettro radio dovuto a vari meccanismi di emissione considerando l'espressione di opacità per ciascun meccanismo e le equazioni (7).

Bremsstrahlung termale
Cominciamo con la bremsstrahlung termica (emissione libera libera). L'emissività è stata data nella Lezione 2 come: &eta&nu = (2 6 e piùe 6 /3m e c 3 )(2&pi/3m e kT ) 1/2 n e n io Z 2 G ff (T,&nu).

&kappa&nu = (1/3c)(2&pi/3) 1/2 (&nu p /&nu) 2 [4&pin e &Sigma(n io Z io 2 )e 4 /m e 1/2 (kT) 3/2 ]G ff (T,&nu)
= 9,78 x 10 &meno3 n e &Sigma(n io Z io 2 )/(&nu 2 T 3/2 ) (8)
x < 18.2 + ln T 3/2 &meno ln &nu (T < 2 x 10 5 K)
24,5 + ln T &meno ln &nu (T > 2 x 10 5 K)

Lo spettro completo, per le condizioni della corona solare ( T = 10 6 K , idrogeno completamente ionizzato + 10% elio) si troverà inserendo (8) in (6), assumendo &tau =&kappa dl = &kappa l , dove l è la lunghezza rilevante della linea di vista attraverso la corona, tipicamente considerata come l'altezza della scala di densità l = 0.1 R sole . La figura seguente traccia lo spettro della temperatura di luminosità, assumendo che la corona si sovrapponga a una cromosfera otticamente spessa di 10.000 K.
Spettro di temperatura di luminosità termica Bremsstrahlung per un iso-termico
corona solare a 10 6 K, più una cromosfera di 10.000 K. La linea tratteggiata mostra
il risultato senza cromosfera.

Questo è lo spettro della temperatura di luminosità. Lo spettro di densità di flusso è ottenuto dall'equazione (5) della Lezione 1, dove la luminosità è integrata sulla dimensione della sorgente o sulla dimensione del fascio, qualunque sia la più piccola.

Emissione girorisonanza
Nella Lezione 2 abbiamo dato l'emissività per l'emissione di girorisonanza termica. Ecco l'espressione corrispondente per l'opacità:

Emissione di girosincrotrone
Ricordiamo che l'emissione del girosincrotrone è lo stesso meccanismo di base della girorisonanza, ma per gli elettroni di energia più alta, e quindi l'emissione avviene ad armoniche più alte, tipicamente nell'intervallo S = 5-100. Questi elettroni possono avere una distribuzione termica "super-calda", o una distribuzione di energia a legge di potenza, o qualsiasi altra distribuzione fisica. Le espressioni analitiche per il caso termico sono possibili ma estremamente complicate (vedi Dulk, 1985, pg 179). Non sono possibili espressioni analitiche per il caso della legge di potenza, ma i calcoli numerici mostrano che la dipendenza dell'emissività e del coefficiente di assorbimento sono sufficientemente semplici su alcuni intervalli di parametri che possono essere fornite espressioni empiriche.

Ecco i grafici di emissività, opacità, temperatura effettiva (rapporto tra emissività e opacità) e grado di polarizzazione (i primi quattro pannelli), per una distribuzione della legge di potenza:
Da Dulk (1985), Ann. Rev. Astronomia e Astrofisica, 23, 169. Le linee continue sono per q = 40o, mentre le linee tratteggiate
sono per q = 80o. I quattro pannelli superiori sono per le distribuzioni di elettroni powerlaw, mentre i due pannelli inferiori sono per
una distribuzione termica degli elettroni.

Si noti che questi grafici log-log mostrano una certa curvatura alle basse armoniche, ma al di sopra di circa s=10 sono quasi linee rette (cioè leggi di potenza) nei vari parametri. Adattando loro le funzioni della legge di potenza, sono state derivate le seguenti equazioni empiriche che danno risultati ragionevolmente accurati nell'intervallo s = 10-100: Il grafico di T eff mostra la forma spettrale otticamente spessa, mentre il grafico di &eta &nu mostra la forma spettrale otticamente sottile. Voglio mostrare come varia la forma spettrale al variare del numero di particelle, cosa che farò in modo interattivo in Photoshop. Nota che entrambi &eta &nu e &kappa &nu sono scalati dalla densità numerica, no , di irradiare elettroni, il che ha senso. Sono anche mostrati in scala in modo opposto rispetto a B , ma non sono sicuro del motivo. Altro sulla propagazione

All'inizio di questa lezione abbiamo notato che stavamo considerando la propagazione lungo un raggio. Cosa intendiamo con questo? Quando le onde e-m si propagano, possono rifrangersi a causa del cambiamento dell'indice di rifrazione nel plasma. Dobbiamo ricavare la formula generale per l'indice di rifrazione. Abbiamo anche menzionato più volte che la radiazione elettromagnetica può essere in x-mode o o-mode, che sono due modalità di polarizzazione circolare opposta. È tempo di introdurre qualcosa al riguardo. Una trattazione completa va ben oltre lo scopo di questa lezione, quindi voglio solo introdurre l'argomento e scrivere le espressioni complete per la propagazione di queste due modalità in un plasma.

Consideriamo una geometria con propagazione di un'onda e-m ( K direzione) ad un certo angolo &theta dal campo magnetico e definire il piano contenente K e B come la x-y aereo. La parte di B lungo K chiameremo B l , e la parte trasversale a K chiameremo B T . Possiamo scrivere le equazioni del moto per gli elettroni sotto la forza di Lorentz, e possiamo introdurre l'influenza delle collisioni considerando una frequenza di collisione &nu c , e scrivi la forza media (tasso medio di perdita di quantità di moto) come &menomv&nu c . Scrittura di derivate temporali con numeri primi (es. un X = x'' e v X = x' ), le tre equazioni del moto per le diverse componenti sono: mx'' = eE X &meno ez'B T /c &meno mx' &nuc
mio'' = eE &meno ez'B l /c &meno mio' &nuc
mz'' = eE z + ex'B T /c &meno ey'B l /c &meno mz' &nuc

X
n 2 = 1 &meno (formula Appleton)
1 &meno iZ &meno T 2 /2(1 &meno X &meno iZ) + &sigma[ T 4/4(1 &meno X &meno iZ) 2 + l 2 ] 1/2
dove &sigma = +1 per o-mode e &sigma = &minus1 per x-mode (come prima quando abbiamo dato l'espressione per l'opacità della girosonanza). Qui, l e T sono le parti longitudinale e trasversale , e coinvolgono la girofrequenza per i corrispondenti componenti di B l e B T . Quando possiamo ignorare le collisioni ( Z = 0 ), l'indice di rifrazione diventa puramente reale e si ha:
2X(1 &meno X)
&mu 2 = 1 &meno (formula di Appleton-Hartree)
2(1 &meno X) &meno T 2 + &sigma[ T 4 + 4(1 &meno X) 2 l 2 ] 1/2

Diamo un'occhiata ad alcuni risultati di questa formula:

Nessun campo magnetico e nessuna collisione
In questo caso, l'indice di rifrazione diventa molto semplice:

Come altro esempio, se si invia un'onda radio dal suolo, verticalmente attraverso la ionosfera terrestre, si propagherà inizialmente verso l'alto con &mu 2 = 1 , ma quando entra nel mezzo ionizzato (il plasma) &mu diventerà più piccolo all'aumentare della densità (come &omega p aumenta). Se la frequenza dell'onda è sufficientemente alta (sopra circa 8 MHz), &mu non raggiungerà mai lo zero, quindi sebbene la velocità del gruppo rallenti (il segnale è ritardato), riesce comunque a passare. Tuttavia, se la frequenza è inferiore a 8 MHz, l'onda si propagherà solo fino a quando &mu = 0 , a quel punto si rifletterà e si propagherà verso il basso. Questo è il motivo per cui i segnali radio a onde corte saltano fuori dalla ionosfera. Se la propagazione non è verticale, ma è invece ad un certo angolo &phi o da terra, allora la riflessione avverrà prima, quando la legge di Snell, &mu peccato &phi = &mu o peccato &phi o è soddisfatto per &phi = 90. Quindi, la riflessione avverrà ad un valore peccato &phi o . Quindi, per le onde radio che si propagano con una certa angolazione, la riflessione si verificherà anche a frequenze più elevate, fino a 25 MHz o più. La ionosfera e il suolo formano una sorta di guida d'onda per la comunicazione a onde corte. Vale la pena in questo contesto ricordare che quando le collisioni sono importanti, la radiazione può essere assorbita (a causa di una parte immaginaria di &mu 2). Ciò si verifica quando i raggi X solari ionizzano la bassa atmosfera della Terra (la ionosfera, normalmente senza collisioni, si estende ad altezze inferiori a densità più elevata) e può causare la perdita della comunicazione a onde corte (la cosiddetta dissolvenza delle onde corte).

Campo magnetico, nessuna collisione
In questo caso, il plasma diventa birifrangente, cioè ci sono due modi distinti nel plasma, ancora chiamati o-mode e x-mode. Vediamo dove l'indice di rifrazione arriva a zero (cioè dove le onde diventano evanescenti, o riflettono):


Emissione termica

Un effetto finale che influisce sui sistemi di comunicazione wireless è il rumore termico derivante dall'ambiente, oltre ad altre forme di interferenza. Solitamente anche il rumore termico è considerato interferenza, ma in radioastronomia e telerilevamento è il segnale di interesse. Rumore termico deriva dalla radiazione elettromagnetica emessa da elettroni che collidono casualmente con altre particelle in equilibrio termico alla temperatura T. Queste collisioni fanno sì che gli elettroni accelerino in direzioni casuali e quindi si irradino. Quindi ogni oggetto o mezzo materiale irradia rumore termico a condizione che l'oggetto o mezzo sia accoppiato al campo di radiazione in qualsiasi misura. I supporti disaccoppiati riflettono o trasmettono perfettamente le radiazioni elettromagnetiche senza perdite e sono rari.

La radiazione termica che si propaga in una linea di trasmissione monomodale ha intensità:

Poiché esiste una relazione uno a uno tra l'intensità I e la corrispondente temperatura di luminosità T, il temperatura di luminosità T[K] = I/k spesso sostituisce I a causa del suo significato fisico più naturale. T è la temperatura di un carico accoppiato (R = Zo) che naturalmente irradierebbe la stessa intensità I = kT Watt/Hz per hf << kT. Questo Rayleigh-Jeans approssimazione per I è valido a temperature T superiori a 50K per tutte le frequenze f inferiori

Quindi il circuito equivalente di Thevenin di un resistore alla temperatura T include una sorgente di tensione che produce una tensione bianca gaussiana generalmente osservabile vquesto(t) chiamato rumore Johnson Johnson. Questa tensione sorgente vquesto(t) irradia kTB [W] lungo una linea di trasmissione adattata all'interno della larghezza di banda B [Hz]. Questa tensione di rumore di Johnson vquesto(t) si divide anche per la resistenza di Thevenin R e il suo carico abbinato Zo = R per produrre la tensione di linea di propagazione v+(t, z=0) = vquesto/2. Ma la potenza irradiata è:

Pertanto all'interno della larghezza di banda B la tensione termica a circuito aperto quadratico medio vThrms ai capi di un resistore R alla temperatura T è:

Una linea TEM di impedenza Zo non aggiunge alcun rumore Johnson a quello del resistore se la linea è priva di perdite e quindi disaccoppiata dalla radiazione.

Qualsiasi antenna abbinata alla sua linea di trasmissione TEM riceve quindi potenza di rumore termico kTUNB [W] dall'ambiente, dove TUN è definito come temperatura dell'antenna. TUN è la media ponderata della temperatura di luminosità TB dell'ambiente oltre 4(pi) steradianti:

Se l'intero campo visivo ha una temperatura di luminosità TB = To, e se l'antenna è senza perdite in modo che G(&theta,&phi) = D(&theta,&phi), allora TUN = To poiché (int_ <4 pi>mathrm( heta, phi) mathrm Omega=4 pi ) (10.3.3).


La storia della radioastronomia

La radioastronomia è una branca relativamente giovane della scienza astronomica. Oggi, alcune delle scoperte più importanti sul nostro universo provengono dai radiotelescopi.

Karl Janksy intorno agli anni '30

Una scoperta a sorpresa porta alla radioastronomia

La radioastronomia è nata all'inizio del XX secolo. Nel 1932, un giovane ingegnere dei Bell Laboratories di nome Karl G. Jansky affrontò un problema sconcertante: l'elettricità statica rumorosa interferiva con le comunicazioni vocali transatlantiche radio a onde corte. Dopo mesi di ricerca della fonte, ha notato che si spostava lentamente nel cielo. Cosa potrebbe essere? Perplesso, si consultò con un astronomo e giunse a una conclusione sorprendente:

“Ho preso più dati che indicavano definitivamente che la roba, qualunque essa sia, proviene non solo da qualcosa di extraterrestre, ma dall'esterno del sistema solare. Proviene da una direzione che è fissa nello spazio e la cosa sorprendente è che …[è] nella direzione verso la quale il sistema solare si sta muovendo nello spazio. Secondo Skellett... ci sono nuvole di "polvere cosmica" in quella direzione...”

Jansky aveva scoperto qualcosa nel cuore della Via Lattea. Il suo lavoro ha portato a uno dei documenti più importanti nella storia dell'astronomia nel 20 ° secolo, chiamato "Onde radio dall'esterno del sistema solare", pubblicato nel 1933. Il suo lavoro ha posto le basi per la scienza della radioastronomia!

Radioastronomia e “Omini Verdi”

Una delle scoperte più famose della radioastronomia avvenne nel 1967 quando una giovane studentessa laureata di nome Jocelyn Bell notò uno strano segnale in una stampa di un radiotelescopio che aveva aiutato a costruire.

“Il mio momento eureka è stato nel cuore della notte, nelle prime ore del mattino, in una notte fredda e fredda, e i miei piedi erano così freddi che mi facevano male. Ma quando il risultato è uscito dalle classifiche, dimentichi tutto questo. Ti rendi immediatamente conto di quanto sia importante questo - su cosa sei davvero atterrato - ed è fantastico!

Cosa ha trovato? All'inizio non era chiaro. L'oggetto produceva forti impulsi radio a una frequenza regolare, circa 30 volte al secondo. Bell e i suoi colleghi hanno inizialmente chiamato l'oggetto LGM-1, poiché hanno scherzato sul fatto che gli impulsi regolari potrebbero provenire da "Little Green Men", sebbene abbiano capito che si trattava di un fenomeno naturale ancora inspiegabile.

I segnali si sono rivelati essere lampi di emissioni radio provenienti da uno strano oggetto chiamato pulsar.Le pulsar sono ciò che rimane dopo che una stella massiccia è collassata e poi esplosa come una supernova Supernova L'esplosione estremamente violenta di una stella molte volte più massiccia del nostro Sole dopo che la fornace nucleare al suo interno non può più bilanciare la forza di gravità. Durante questa esplosione, queste stelle possono diventare luminose come tutte le altre stelle di una galassia messe insieme, e in cui una grande quantità di materia viene espulsa nello spazio ad alta velocità e ad alta energia. I resti di queste stelle massicce collassano in una stella di neutroni o in un buco nero. . Invia nuvole di detriti nello spazio, lasciandosi dietro un enorme oggetto compresso fatto interamente di neutroni. La pulsar Bell ha scoperto rotazioni sul proprio asse 30 volte al secondo, inviando un segnale ad ogni rotazione. È quasi come il ticchettio di un orologio.

Oggi conosciamo più di 2.000 pulsar. Per alcuni, come la pulsar al centro della Nebulosa del Granchio, possiamo anche vedere i detriti luminosi della stella massiccia. I radioastronomi si concentrano sulla pulsar ticchettio al centro dell'esplosione.

La radioastronomia e gli elementi costitutivi dei sistemi planetari

Una delle domande più intriganti che possiamo porre riguarda il nostro posto nell'universo, il sistema solare. Come si è formato? Quali condizioni dovevano esistere per consentire la formazione della vita sul nostro pianeta? L'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) è stato costruito per studiare le parti fredde e scure dell'universo, come le regioni che danno vita ai sistemi solari infantili. Queste regioni sono conosciute come vivai stellari. La Nebulosa di Orione è un noto vivaio stellare che sembra anche avere sistemi planetari infantili incorporati nelle sue nuvole di gas e polvere. Gli scienziati di ALMA continuano a studiare questa nebulosa. Le emissioni radio e la luce infrarossa possono viaggiare proprio attraverso quelle spesse nubi di gas e polvere, "sollevando il velo" sui processi di formazione di stelle e pianeti.

Questa immagine spettacolare e insolita mostra parte della famosa Nebulosa di Orione, una regione di formazione stellare situata a circa 1350 anni luce dalla Terra. Combina un mosaico di immagini di lunghezza d'onda millimetrica dall'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e dal telescopio IRAM da 30 metri, mostrato in rosso, con una vista a infrarossi più familiare dallo strumento HAWK-I sul Very Large Telescope dell'ESO mostrato in blu. Il gruppo di brillanti stelle bianco-blu a sinistra è l'ammasso Trapezio, giovani stelle calde che hanno solo pochi milioni di anni.

Cosa hanno scoperto gli astronomi usando la radioastronomia per studiare questa regione? La nube è piena di filamenti di gas freddo che un giorno potrebbero collassare per formare stelle e i loro pianeti.

Altrove nella galassia, ALMA ha rilevato tracce di una molecola chiamata isocianato di metile. Questo materiale velenoso risulta essere una molecola precursore che può combinarsi con altre molecole per formare composti organici prebiotici chiamati peptidi che sono uno dei primi elementi costitutivi del DNA. In altre parole, ALMA sta aiutando gli astronomi a rilevare i precursori della vita e fornendo indizi su come la vita potrebbe essere sorta nel nostro sistema solare miliardi di anni fa.

La radioastronomia aiuta a capire la causa delle onde gravitazionali

Le onde gravitazionali hanno conquistato i titoli dei giornali negli ultimi anni quando sono state rilevate per la prima volta. Ma cosa li causa? Il Very Large Array di Karl G. Jansky ha avuto un ruolo nello studio della fisica di queste catastrofi cosmiche. Tre mesi di osservazioni da diversi osservatori hanno portato i ricercatori a una collisione titanica di stelle di neutroni in una galassia a 130 milioni di anni luce dalla Terra. Stelle di neutroni Stella di neutroni Un piccolo nucleo compresso di una stella che ha attraversato una supernova (esplosione stellare). Queste stelle sono quasi completamente costituite da soli neutroni e hanno un forte campo gravitazionale. sono oggetti superdensi lasciati dalla morte di stelle massicce. Sono magneticamente attivi e hanno campi gravitazionali molto forti. Quando questi mostri si scontrano, non solo inviano onde gravitazionali attraverso lo spazio, ma emettono anche forti emissioni radio. Questo è ciò che il VLA, più l'Australia Telescope Compact Array e il Giant Metrewave Radio Telescope in India hanno combinato per studiare. La fusione ha innescato un'enorme esplosione di energia e materiale e ha fornito agli scienziati nuove informazioni sul fenomeno alla base della creazione delle onde gravitazionali.


Fondamenti di big data in radioastronomia

Jiale Lei, Linghe Kong, in Big Data in Astronomia, 2020

1.4 Big data in astronomia

L'astronomia è probabilmente una delle più antiche scienze osservative. Gli esseri umani osservano e cercano di capire i misteriosi oggetti luminosi nel cielo da più di 10.000 anni, e questa è stata una parte importante della cultura umana. Tuttavia, oggi l'astronomia è cambiata. In passato, un singolo astronomo o un piccolo gruppo poteva osservare un paio di oggetti. Ora tali metodi sembrano essere obsoleti, poiché predominano le grandi indagini digitali del cielo. In altre parole, l'astronomia moderna è diventata un campo ricco di dati.

Al giorno d'oggi, i grandi rilievi digitali del cielo sono diventati dominanti in astronomia grazie allo sviluppo e alla costruzione di telescopi su larga scala. Di conseguenza, i set di dati catturati da questi telescopi su larga scala sono incredibilmente enormi. Secondo le statistiche, circa 10 terabyte di dati di immagine sono coinvolti in un'indagine generale del cielo e la scala è ancora in aumento. I dati includono principalmente miliardi di sorgenti rilevate, come stelle, galassie e quasar, con i loro attributi misurati. Le nuove tecnologie in elettronica hanno portato a nuovi strumenti che portano all'aumento esponenziale delle informazioni in astronomia. Pertanto, i set di dati sono ordini di grandezza più grandi, più complessi e più omogenei rispetto al passato. In sintesi, gli astronomi devono affrontare le sfide dei big data.

È vero che i volumi di dati ora sono diversi ordini di grandezza più grandi di quelli che gli astronomi e gli statistici erano soliti gestire. Questi set di dati potrebbero anche essere più complicati e di dimensioni maggiori. Naturalmente, set di dati così enormi possono essere grandi opportunità per gli astronomi, consentendo loro di fare scoperte che cambiano il mondo. Tuttavia, le sfide vengono prima di tutto, inclusa la gestione, l'archiviazione e la combinazione e analisi dei dati. Mentre alcune potenti tecniche sono già state testate o applicate in queste nuove applicazioni astronomiche, altre dovranno essere create, in collaborazione, da astronomi, statistici e informatici.

Che aspetto hanno queste immagini catturate da telescopi su larga scala? I dati attuali e futuri (probabilmente più di 100 terabyte) coprono l'intera gamma di lunghezze d'onda, dalla radio ai raggi X e oltre, e potenzialmente forniscono una visione pancromatica e meno distorta del cielo. In realtà, l'universo sembra diverso a diverse bande d'onda. È noto che alcune bande d'onda come i raggi X, la radio, l'infrarosso e l'ultravioletto non possono essere osservate dall'occhio umano. Per mostrare queste lunghezze d'onda invisibili, i rilevatori sono appositamente progettati per catturare queste bande d'onda. I rilevatori producono quindi immagini a falsi colori che fanno riferimento a immagini che utilizzano colori visibili per mostrare luci invisibili. Ciò significa che i colori utilizzati nelle immagini a falsi colori non sono reali, ma solo per far risaltare dettagli importanti. Inoltre, gli astronomi osservano le immagini a diverse lunghezze d'onda per scoprire importanti informazioni sulla natura degli oggetti celesti. Un simile approccio pancromatico all'indagine dell'universo rivela un quadro fisico più completo.

In generale, i dati astronomici iniziano con immagini digitali su una certa porzione di cielo a una certa lunghezza d'onda. Gli scienziati cercano di rimuovere effetti strumentali dai dati per generare un'immagine di flusso quantificabile, ovvero energia luminosa per centimetro quadrato al secondo, in funzione di due coordinate spaziali (proiettate nel cielo). In alcuni casi, vengono prodotti cubi di dati anziché immagini bidimensionali in cui le altre dimensioni possono essere la lunghezza d'onda, il tempo o altri attributi. Ora che la dimensione del tempo viene presa in considerazione nelle immagini astronomiche, molte stelle variabili e fenomeni transitori vengono rivelati da ripetute viste del cielo notturno, comprese le supernove di tipo Ia (stelle esplosive utilizzate per quantificare la materia oscura e l'energia oscura nell'universo) e transiti planetari (quando un pianeta passa direttamente tra un corpo più grande e l'osservatore) [2] . Alcuni di noi potrebbero aver assistito al transito planetario quando Venere è passata attraverso il disco del nostro sole. Un tale fenomeno è prezioso perché può aiutarci a scoprire pianeti in orbita attorno a stelle più lontane al di fuori del nostro sistema solare, e questo è diventato un metodo generale per rilevare nuovi pianeti in astronomia. Il telescopio spaziale Kepler è un buon esempio. Nel marzo 2009, la NASA ha lanciato il telescopio spaziale Kepler con lo scopo di rilevare gli esopianeti, che sono pianeti al di fuori del nostro sistema solare. Quando si ritirò, Keplero aveva osservato più di 500.000 stelle e rilevato almeno 2600 pianeti. Tra i pianeti rilevati da Kepler, c'era un super pianeta Terra chiamato Kepler-452b che si credeva adatto all'abitazione umana, cosa che fece scalpore.

Una volta raccolti i dati grezzi, viene quindi eseguito un algoritmo di ricerca della fonte per identificare fonti astronomiche individuali o discrete tra cui stelle, galassie, quasar ecc. Inoltre, il modo in cui il loro flusso è distribuito spazialmente è parametrizzato in lunghezza d'onda e così via. Il numero di parametri misurati indipendenti per ciascuna sorgente definisce quindi la dimensionalità di uno spazio dei parametri e ciascuna sorgente può essere rappresentata come un vettore in questo spazio dei parametri degli attributi osservati. Le istanze dei parametri di solito includono flussi, rapporti di flusso (noti anche come colori), dimensioni e misure delle forme e delle concentrazioni dell'immagine. Molti moderni rilievi digitali del cielo parametrizzano centinaia di attributi per ogni sorgente rilevata. Questa rappresentazione spaziale dei parametri contiene quindi, in linea di principio, tutte le informazioni presenti nei dati originari in forma condensata. In altre parole, ignora i pixel "vuoti" ma è ancora correlato alla sorgente rilevata. Inoltre, i dati originali vengono spesso trasformati in una forma quantitativa adatta all'analisi statistica.

In sintesi, un approccio così sistematico e basato sui dati probabilmente consentirà nuove scienze oltre a ciò che può essere fatto dai singoli ricercatori. Consentirà esperimenti significativi ed efficaci all'interno di questi vasti spazi di parametri [3] .


Quanto diventa grande la rifrazione in radioastronomia? - Astronomia

Hai spiegato come 1/H sia un modo impreciso per determinare l'età dell'universo. C'è qualche altro modo quantitativo e osservativo per rappresentare più accuratamente l'età dell'universo?

Come abbiamo discusso, definire l'età dell'universo come 1/H non è realmente corretto perché presuppone che H sia stato il tasso di espansione nel corso della storia dell'universo (e quindi che il tasso di espansione sia stato costante, senza accelerazione o decelerazione).

Ci sono un paio di modi per ottenere buone stime sull'età dell'universo, ma nessun modo per saperlo con certezza. Per avere un'idea di quanto sia difficile, fingiamo di mostrarti una persona e di chiederti di indovinare quanti anni ha. Sarebbe un po' difficile indovinare l'età esatta, ma come lo faresti? Penseresti a quanti anni ha quella persona rispetto ad altre persone che conosci di età diverse. Bene, abbiamo solo un universo, quindi non possiamo confrontarlo con altri universi, quindi determinare l'età è molto difficile! Ecco tre dei modi più accurati:

1) Ho detto che usare solo 1/H non era un modo molto accurato per trovare l'età se usiamo solo la misurazione corrente di H. Ricorda che H misura il tasso di espansione, quindi supponendo che H sia costante nel tempo significa che l'universo si è sempre espanso alla stessa velocità. Sappiamo che questo non è vero (crediamo che l'universo stia effettivamente accelerando) quindi per essere più precisi dobbiamo trovare un modello per come pensiamo sia stato il tasso di espansione. In altre parole, dobbiamo trovare H in funzione del tempo, integrarci nella storia dell'universo e quindi prendere l'inverso di quello per ottenere una stima dell'età più accurata. Stiamo ancora facendo qualche congettura qui, perché non sappiamo esattamente cosa fosse H in ogni momento in passato (è stato abbastanza difficile per noi capire cosa sia ora!) Ogni modello darà un valore diverso per il età, ma uno dei modelli più popolari dà circa 13,8 miliardi di anni.

2) Un altro metodo è guardare gli ammassi di stelle (gruppi di stelle nate tutte nello stesso momento che sono alla stessa distanza da noi). Quando le stelle sono nella fase più lunga della loro vita (bruciando idrogeno) possiamo metterle su un grafico della temperatura in funzione della luminosità (quanto sono luminose) e scopriamo che cadono tutte in linea retta (la chiamiamo "sequenza principale" ). Sulla base della nostra conoscenza delle stelle, sappiamo per quanto tempo ogni tipo di stella rimane sulla sequenza principale. Quando osserviamo un ammasso di stelle, possiamo vedere tutti i tipi di stelle che riempiono la linea che chiamiamo sequenza principale. Quindi possiamo vedere quali tipi di stelle hanno già lasciato la sequenza principale nei vecchi ammassi per trovare un limite superiore per l'età dell'ammasso e quindi dell'universo. Questo metodo dà età di 11-13 miliardi di anni.

3) C'è un tipo speciale di evento nella vita di alcune stelle chiamato supernova. Un certo tipo di supernova si verifica quando il nucleo di una stella diventa una nana bianca (una stella davvero compatta verso la fine della sua vita) e gli strati esterni della stella rimbalzano su questo nucleo e volano nello spazio in un'enorme esplosione. La nana bianca lasciata dapprima si illumina e poi si raffredda man mano che invecchia. Se troviamo nane bianche che sono davvero fantastiche, possiamo stimare quanto tempo deve essere passato affinché diventassero così belle e ottenessero un valore per l'età dell'universo. Questo metodo dà età di circa 12,7 miliardi di anni.

Questa pagina è stata aggiornata l'ultima volta il 27 giugno 2015.

Circa l'autore

Sabrina Stierwalt

Sabrina è stata una studentessa laureata alla Cornell fino al 2009, quando si è trasferita a Los Angeles per diventare ricercatrice al Caltech. Ora studia fusioni di galassie presso l'Università della Virginia e il National Radio Astronomy Observatory a Charlottesville. Puoi anche trovarla rispondere alle domande di scienza nel suo podcast settimanale come Everyday Einstein.


Un cambiamento nella radioastronomia

Questa enorme ondata di conoscenza del cielo radio da parte dell'umanità ha diverse conseguenze.

In primo luogo, ci aspettiamo di rispondere ad alcune delle principali domande dell'astrofisica, come capire perché i buchi neri supermassicci sembrano così comuni nell'universo, come regolano la crescita e l'evoluzione delle galassie e come le galassie sciamano insieme per formare ammassi.

In secondo luogo, cambierà il modo in cui facciamo radioastronomia. Al momento, se voglio sapere che aspetto ha una galassia alle lunghezze d'onda radio, è probabile che dovrò guadagnare tempo in modo competitivo su un grande radiotelescopio per studiare la mia galassia.

Ma presto potrò andare sul web e osservare la mia galassia nei dati già raccolti da EMU o da uno degli altri mega-progetti. Quindi la maggior parte della radioastronomia sarà fatta da una ricerca sul web piuttosto che da una nuova osservazione. Il ruolo dei principali radiotelescopi cambierà dalla ricerca di nuovi oggetti allo studio di oggetti conosciuti nei minimi dettagli.

Terzo, cambierà il modo in cui gli astronomi fanno la loro astronomia ad altre lunghezze d'onda. Al momento, solo una piccola minoranza di galassie è stata studiata a lunghezze d'onda radio.

D'ora in poi, la maggior parte delle galassie studiate dall'astronomo medio avrà dati radio eccellenti. Questo aggiunge un nuovo strumento che può essere utilizzato abitualmente per scoprire la fisica delle galassie, aprendo ampiamente la finestra radio sull'universo.

In quarto luogo, avere volumi di dati così grandi cambia il modo in cui facciamo scienza. Ad esempio, se voglio capire come il campo gravitazionale delle galassie vicine piega la luce proveniente da galassie lontane, attualmente trovo il miglior esempio possibile e passo una notte dopo l'altra al telescopio per studiare il processo in dettaglio.

In futuro, sarò in grado di correlare i milioni di galassie sullo sfondo con i milioni di galassie in primo piano, utilizzando i dati scaricati dal web per comprendere il processo in modo ancora più dettagliato.

Quinto, e probabilmente il più importante, la storia ci dice che quando osserviamo l'universo in un modo nuovo, tendiamo a imbatterci in nuovi oggetti o nuovi fenomeni che non sospettavamo nemmeno fossero lì. Pulsar, quasar, energia oscura e materia oscura sono stati trovati tutti in questo modo.

La radioastronomia potrebbe rivelare di più sul buco nero supermassiccio, che si trova tipicamente nel cuore di molte galassie. ESO/L. Calçada/Impressione degli artisti, CC BY


Working Papers: Astronomy and Astrophysics Panel Reports (1991)

Dalle prime osservazioni di Karl Jansky nel 1932, i miglioramenti tecnologici hanno aumentato la sensibilità dei radiotelescopi di una media di circa due ordini di grandezza per decennio, migliorato la risoluzione angolare delle immagini radio da decine di gradi a meglio di un millesimo di secondo d'arco, e ha esteso il limite di lunghezza d'onda corta della radioastronomia da metri a lunghezze d'onda millimetriche e sub-millimetriche. Il radiotelescopio è oggi lo strumento d'elezione per immagini ad alta risoluzione e alta fedeltà di molti tipi di oggetti celesti.

Negli ultimi dieci anni le strutture uniche degli osservatori radiofonici nazionali hanno reso possibili scoperte drammatiche che vanno dalla fisica e cosmologia fondamentali alle spettacolari immagini radar degli asteroidi. Allo stesso tempo, osservazioni pionieristiche fatte a lunghezze d'onda millimetriche e sub-millimetriche hanno fornito la migliore immagine mai vista della struttura a spirale della nostra Galassia e hanno portato a una comprensione molto migliore della struttura, della dinamica e della chimica delle regioni di formazione stellare. . Sono state sviluppate nuove tecniche radio per misurare le distanze in tutto l'Universo. Questi metodi stanno già portando a rivalutazioni della scala dimensionale della Galassia e dell'Universo. Altri progressi nell'imaging ad alta risoluzione, nell'elaborazione del segnale e nella spettroscopia millimetrica e sub-millimetrica hanno aperto molte altre nuove opportunità per la radioastronomia negli anni '90. Sfortunatamente, tuttavia, i finanziamenti per la radioastronomia non sono stati in grado di tenere il passo con la crescita della scienza.

Negli ultimi dieci-quindici anni sono stati chiusi importanti radiotelescopi e ci sono stati nuovi investimenti di capitale minimi nelle strutture nazionali esistenti per aggiornarle allo stato dell'arte, o anche per mantenerle e sostituire la strumentazione obsoleta. Di particolare preoccupazione sono lo stato di deterioramento del VIM, il radiotelescopio più importante del mondo, il supporto inadeguato per i nuovi campi della radioastronomia millimetrica e sub-millimetrica e la diminuzione del numero e del livello di borse di ricerca ai singoli scienziati.

Mentre entriamo nel decennio degli anni '90, la radioastronomia attende con impazienza il tempestivo completamento del Very Long Baseline Array (VLBA), del Green Bank Telescope (GBT), del progetto di aggiornamento di Arecibo, del telescopio sub-millimetrico tedesco-Arizona (SMT) e lo Smithsonian Sub-millimeter Wavelength Array (SMA). Saranno necessari fondi aggiuntivi per il funzionamento di queste nuove strutture. Allo stesso tempo, è importante sfruttare i drammatici sviluppi tecnici degli anni '80 e iniziare ora la progettazione e la costruzione di strutture che forniranno nuove e potenti opportunità di ricerca nel decennio successivo agli anni '90.

Il Radio Astronomy Panel raccomanda come massima priorità per la nuova strumentazione per la radioastronomia la costruzione di un Millimeter Wavelength Array (MMA) con un'area di raccolta di circa 2000 metri quadrati, ricevitori operanti in tutte le finestre atmosferiche nell'intervallo da 30 a 350 GHz, angolari risoluzione migliore di 0,1 '' alle lunghezze d'onda più corte e capacità spettroscopiche versatili ad alta risoluzione.

Il Millimeter Array renderà possibile lo studio di un'ampia varietà di oggetti nel sistema solare, formazione ed evoluzione stellare, nucleosintesi stellare, struttura chimica e fisica del mezzo interstellare nella Via Lattea e nelle galassie lontane, e la struttura e evoluzione dell'Universo. La sensibilità, la risoluzione angolare, la velocità e la qualità dell'immagine dell'MMA supereranno di più di un ordine di grandezza quella di qualsiasi altro strumento a onde millimetriche esistente al mondo.

A causa del fatto che l'MMA non sarà completato prima della fine del decennio, è essenziale che nel frattempo venga fornito un supporto adeguato ai telescopi millimetrici e submillimetrici attualmente in funzione. Questi strumenti faranno avanzare la scienza e la tecnologia in questo campo nel prossimo decennio e formeranno i giovani scienziati che utilizzeranno l'MMA quando entrerà in funzione. Gli attuali interferometri millimetrici basati sull'università svolgeranno un ruolo particolarmente importante perché hanno iniziato e continueranno a sviluppare il programma scientifico e tecnico che porterà all'MMA. Forniranno inoltre una fonte vitale di formazione per studenti e post-dottorato in interferometria millimetrica.

Il Panel di Radioastronomia raccomanda inoltre, in ordine di priorità, i seguenti nuovi strumenti a scala moderata:

La costruzione di un radiotelescopio a grande lunghezza d'onda ad apertura piena.

L'espansione del VLA per coprire l'intervallo di risoluzione intermedio tra l'attuale VLA e il VLBA e per migliorare notevolmente la potenza di imaging sia del VLA che del VLBA.

Il dispiegamento nello spazio di un radiotelescopio di classe 25 m, in collaborazione con un gruppo internazionale di partner in Europa, Giappone e URSS, per operare come elemento VLBI (Very Long Baseline Interferometer) nello spazio.

Il Radio Astronomy Panel riconosce la necessità di un'opportunità continua per l'avvio di nuovi progetti su piccola scala. Sebbene il Panel si aspetti pienamente che nuove idee saranno continuamente sviluppate nel prossimo decennio, abbiamo identificato le seguenti iniziative come particolarmente meritorie in questo momento:

Un Large Southern Radio Telescope in Brasile che sarà costruito e gestito da un consorzio internazionale per la ricerca nelle scienze atmosferiche, nella radio e nell'astronomia radar nei cieli del sud.

La costruzione di un piccolo radiotelescopio appositamente progettato per rilevare le fluttuazioni spaziali della radiazione cosmica di fondo (CBR) a livelli di una parte su un milione.

La partecipazione alle missioni VLBI spaziale sovietica e giapponese prevista per la metà degli anni '90.

La costituzione di piccoli gruppi di ricerca nelle università per sviluppare strumentazione avanzata e realizzare programmi di osservazione per la ricerca di intelligenze extraterrestri (SETI).

Lo sviluppo di un radiotelescopio agile in frequenza per la formazione di immagini per la ricerca solare.

La costruzione di un Fast All Sky Telescope per il rilevamento del cielo per sorgenti radio variabili.

Il Panel ha individuato le seguenti aree di ricerca tecnologica che hanno un potenziale particolarmente grande per aumentare la potenza dei radiotelescopi esistenti e futuri: a) il continuo sviluppo della tecnologia dei ricevitori per lunghezze d'onda millimetriche e submillimetriche b) lo sviluppo di sistemi di registrazione ad ampia larghezza di banda e collegamenti dati per VLBI e c) rafforzamento degli sforzi per la protezione dalle interferenze di radiofrequenza (RFI) ai radiotelescopi terrestri, spaziali e lunari, insieme allo sviluppo di tecniche efficaci per sopprimere o eliminare gli effetti delle RFI sulla radioastronomia osservazioni.

Il Gruppo riconosce inoltre l'opportunità per lo sviluppo di nuove importanti capacità che saranno possibili oltre l'anno 2000 e raccomanda l'inizio di un programma ordinato durante gli anni '90 finalizzato allo sviluppo di tecniche di radioastronomia a bassa frequenza a terra e nello spazio, in definitiva portando alla creazione di un telescopio radioastronomico a bassa frequenza e alta risoluzione sulla luna.

Introduzione

La radioastronomia è iniziata poco prima della seconda guerra mondiale ed è maturata negli anni '50, principalmente grazie agli sforzi pionieristici di scienziati con esperienza in scienze radio, ingegneria elettrica o radar di guerra. Il loro lavoro ha portato a scoperte straordinarie negli anni '50 e '60, tra cui radiogalassie, quasar, pulsar, lampi radio dal Sole e da Giove, nuvole molecolari giganti, maser interstellari e il fondo cosmico a microonde. Le osservazioni radio hanno anche portato a una comprensione molto migliore di una serie di altri argomenti astrofisici, tra cui la natura delle atmosfere planetarie, delle superfici e delle risonanze spin-orbita, le condizioni fisiche nelle regioni di formazione stellare, l'importanza dei nuclei galattici, il contenuto di gas di conchiglie circumstellari e spazio interstellare, e condizioni nelle parti più lontane dell'Universo corrispondenti a epoche poco dopo la sua creazione.

Negli anni '70, i radioastronomi intrapresero un ambizioso programma di costruzione di radiotelescopi per sfruttare queste nuove aree astrofisiche, nonché il vigoroso sviluppo delle tecnologie specializzate necessarie per nuove fruttuose tecniche come l'interferometria della linea di base molto lunga, la spettroscopia a lunghezza d'onda millimetrica e l'acquisizione rapida dei dati. ed elaborazione del segnale per studi su pulsar e radar planetari.

Le tecniche di radioastronomia hanno continuato a svilupparsi rapidamente durante gli anni '80. Sono stati sviluppati hardware e algoritmi specializzati per l'imaging di sintesi dell'apertura, con risoluzione angolare e qualità dell'immagine ineguagliate da qualsiasi altra tecnica, e per effettuare misurazioni dettagliate dei deboli segnali periodici delle pulsar. Le lezioni apprese negli esperimenti di interferometria a base lunga hanno portato alla costruzione del Very Long Baseline Array transcontinentale, con elementi di antenna situati dalle Hawaii ai Caraibi. Allo stesso tempo sono state sviluppate e sfruttate tecniche millimetriche e sub-millimetriche in questa regione quasi inesplorata dello spettro elettromagnetico. Ma, per più di un decennio, i finanziamenti dell'NSF all'astronomia terrestre sono stati inadeguati per tenere il passo con la crescita della scienza. Ciò ha gravi conseguenze che ora minacciano la salute di tutta l'astronomia negli Stati Uniti. La radioastronomia, che dipende dalla NSF per quasi tutto il suo sostegno, è in una situazione particolarmente critica.

La mancanza di fondi adeguati per il sostegno dei singoli scienziati, per il funzionamento, la manutenzione e l'aggiornamento dei radiotelescopi esistenti allo stato dell'arte, e per la strumentazione e le risorse di calcolo è il problema più importante che deve affrontare la radioastronomia.

Quando entriamo nel decennio degli anni '90, le opportunità per nuove iniziative di ricerca dipenderanno dal tempestivo completamento del VLBA, del GBT, del progetto di aggiornamento di Arecibo, del telescopio submillimetrico dell'Arizona-Germania e della matrice di lunghezza d'onda submillimetrica Smithsonian. Saranno necessari fondi aggiuntivi per far funzionare questi nuovi strumenti. Allo stesso tempo, è importante sfruttare i drammatici sviluppi tecnici degli anni '80 e iniziare ora la costruzione di strutture di radioastronomia che forniranno nuove e potenti opportunità di ricerca nel decennio successivo agli anni '90.

Opportunità scientifiche

La storia della radioastronomia è stata caratterizzata dalla scoperta di un'ampia gamma di fenomeni e oggetti fondamentalmente nuovi che hanno rivoluzionato la nostra comprensione dell'Universo. Le radiogalassie, i quasar, le pulsar, i maser molecolari e i lampi radio solari sono state scoperte fortuite risultanti dall'uso di nuove potenti tecnologie. Altri nuovi fenomeni, come le lenti gravitazionali, le stelle di neutroni e la radiazione di fondo a microonde, sono stati discussi prima della loro scoperta, ma le considerazioni teoriche hanno giocato poco ruolo nella loro scoperta effettiva.

Anche tra i corpi cosmici più tradizionali, come le stelle, i pianeti e il Sole, le osservazioni radio hanno aperto un nuovo dominio di fenomeni precedentemente sconosciuti. Le osservazioni radio e radar planetarie hanno rivelato per la prima volta la rotazione retrograda di Venere e la rotazione inaspettata di Mercurio. Altre scoperte inaspettate del sistema solare includono l'eccessiva temperatura della corona solare, l'elevata temperatura superficiale di Venere probabilmente il risultato di un effetto serra incontrollato, l'alta temperatura dei pianeti esterni apparentemente dovuta a fonti di calore interne, le fasce di Van Allen intorno a Giove, e le spettacolari esplosioni a bassa frequenza causate dalla violenta attività elettromagnetica nelle atmosfere di Giove e del Sole.

Per molti anni il potere analitico dei radiotelescopi ha sofferto di due grandi limiti: la scarsa risoluzione angolare e l'incapacità di misurare le distanze. Ma, durante il decennio degli anni '80, questa situazione è cambiata radicalmente.

A causa delle lunghe lunghezze d'onda coinvolte, per lungo tempo si è pensato che la risoluzione angolare dei radiotelescopi dovesse essere fortemente limitata rispetto a quella dei telescopi ottici o infrarossi. In effetti, è vero il contrario, le onde radio a lunga lunghezza d'onda passano relativamente inalterate attraverso l'atmosfera terrestre mentre sono ottiche

i telescopi sono limitati dal "vedere". Inoltre, poiché la precisione necessaria per costruire strumenti di diffrazione limitati a lunghezze d'onda radio non è così impegnativa come a lunghezze d'onda ottiche, i radiotelescopi possono avere una risoluzione essenzialmente illimitata. Nuove tecniche sofisticate per analizzare i dati dell'interferometro radio eliminano efficacemente qualsiasi effetto di distorsione dell'immagine dall'atmosfera per dare immagini radio con straordinaria qualità d'immagine e risoluzione angolare migliore di un millesimo di secondo d'arco, diversi ordini di grandezza migliori di qualsiasi altra tecnica a terra o nello spazio.

Le misurazioni della distanza radio sono ora in grado di andare oltre il flusso locale per dare determinazioni fondamentalmente nuove delle dimensioni della Galassia, della costante di Hubble e delle dimensioni dell'Universo stesso. Queste tecniche, alcune delle quali sono completamente indipendenti dagli effetti evolutivi o dai soliti argomenti gerarchici, includono: la parallasse trigonometrica diretta di pulsar e altri oggetti galattici misurazioni statistiche della parallasse di H2O maser il ritardo temporale dell'emissione di OH in stelle di tipo tardivo Misure VLBI delle velocità di espansione delle supernovae HI e CO spostamento verso il rosso spettroscopico della relazione Tully-Fisher Osservazioni VLBI dei moti delle componenti superluminali lenti gravitazionali e l'effetto Sunyaev-Zeldovich.

Astronomia della lunghezza d'onda millimetrica e submillimetrica

L'astronomia delle onde millimetriche ha aperto nuove opportunità per studiare l'evoluzione delle stelle, delle galassie e dell'Universo stesso. La chimica e la composizione del mezzo interstellare, le prime fasi della formazione stellare e la cinematica interna delle galassie luminose sono rivelate unicamente a lunghezze d'onda millimetriche. I radiotelescopi di tipo array per lunghezze d'onda millimetriche e submillimetriche, costruiti con una tecnologia di recente sviluppo e sfruttando nuove potenti tecniche di imaging, forniranno enormi miglioramenti in termini di sensibilità e risoluzione in queste bande spettrali.

FIGURA 1 Lo spettro di lunghezze d'onda millimetriche della Orion Molecular Cloud (OMC-1) mostra più di mille righe identificate con una trentina di specie molecolari diverse. Le immagini ad alta risoluzione delle distribuzioni chimiche e isotopiche mappano i gradienti di temperatura e densità, così come la cinematica, e forniscono informazioni sul processo di come queste nuvole collassano per formare stelle. (Foto per gentile concessione di T. G. Phillips, California Institute of Technology)

Nuove stelle nascono continuamente in nubi giganti contenenti milioni di masse solari di gas molecolare. Gli studi sul monossido di carbonio effettuati a una lunghezza d'onda di 2,6 mm hanno portato alla determinazione della dimensione, della massa e della posizione di centinaia di nubi molecolari in tutta la Galassia e hanno fornito la migliore immagine mai vista della struttura a spirale della Via Lattea. Lo studio delle abbondanze isotopiche nelle nubi molecolari fornisce prove della sopravvivenza del materiale molecolare interstellare negli oggetti del sistema solare primitivo e consente lo studio delle condizioni relative all'origine del sistema solare e forse della vita stessa. Nelle galassie e nei quasar più luminosi, il gas molecolare sembra svolgere un ruolo fondamentale nel promuovere esplosioni energetiche e possibilmente alimentare nuclei galattici attivi.

Le osservazioni di lunghezze d'onda millimetriche degli involucri gassosi attorno a stelle molto vecchie forniscono informazioni sulla loro morfologia, dinamica, nucleosintesi e abbondanza chimica. Immagini ad alta risoluzione di lunghezza d'onda millimetrica di involucri in uscita di vecchie stelle giganti mostrano che contengono gusci di gas contenenti molecole che devono essere state prodotte in un tempo notevolmente breve di poche migliaia di anni. La migliore sensibilità e risoluzione a lunghezze d'onda millimetriche e submillimetriche ha anche portato a una comprensione molto migliore della struttura, della dinamica e della chimica delle regioni di formazione stellare, al rilevamento di molecole organiche poliatomiche interstellari e alla scoperta inaspettata di flussi gassosi da giovani stelle.

Le osservazioni di lunghezze d'onda millimetriche e sub-millimetriche sono particolarmente critiche per la nostra comprensione delle galassie, perché queste lunghezze d'onda penetrano nella polvere oscurando i nuclei galattici ad altre lunghezze d'onda e consentono di determinare le distribuzioni di gas e polvere su larga scala e la loro relazione con la formazione stellare globale. Il monossido di carbonio è stato ora rilevato in centinaia di galassie e ripreso in dozzine. I dati rivelano galassie con dischi centrali, anelli, barre, forti concentrazioni nucleari e bracci a spirale prominenti. Il gas molecolare è concentrato principalmente nelle parti interne delle galassie a spirale, specialmente quelle molto luminose nell'infrarosso. Il recente rilevamento di CO in diversi quasar è un'indicazione importante del potenziale futuro dell'astronomia molecolare extragalattica.

Da metro a ettometro Astronomia della lunghezza d'onda

Durante l'ultimo decennio diverse scoperte inaspettate hanno portato a una rinascita dell'interesse per la radioastronomia a lunghe lunghezze d'onda. Sorprendentemente, nel mezzo interstellare in tutta la galassia sono state trovate forti linee di ricombinazione della lunghezza d'onda del metro. Un'importante sorgente continua di lunghezze d'onda del metro ha portato alla scoperta della prima pulsar di millisecondi. La variabilità di Cassiopea A alle lunghezze d'onda del metro è difficile da spiegare nel contesto di qualsiasi comprensione convenzionale. Sono stati osservati lampi radio solari dovuti a flussi di elettroni e onde d'urto e devono essere ripresi con un'elevata risoluzione angolare, in particolare nella banda di lunghezze d'onda dell'ettometro quasi inesplorata in cui la radiazione ha origine nella regione dell'accelerazione del vento solare. Le osservazioni radio planetarie a lunghezze d'onda lunghe hanno anche portato al riconoscimento di un nuovo meccanismo di emissione coerente, noto come radiazione ciclotrone maser, che fornisce un'elegante spiegazione per la radiazione polarizzata circolarmente straordinariamente brillante (fino a 10 16 K) osservata nelle zone aurorali della Terra. , da Giove e dagli altri pianeti giganti, dal Sole e da una varietà di stelle. Una sfida importante per la radioastronomia a onde metriche durante il prossimo decennio saranno i tentativi di rilevare nubi primordiali "pancake" di idrogeno neutro altamente spostate verso il rosso.

Il Sole, le Stelle, le Pulsar, i Maser Interstellari e i Pianeti Extrasolari

Le pulsar al millisecondo e binarie, formatesi nella complicata evoluzione di una coppia di stelle interagenti, ci hanno insegnato importanti lezioni sugli ultimi stadi dell'evoluzione stellare nei sistemi binari stretti. Le pulsar continueranno a essere strumenti estremamente produttivi per sondare un'ampia gamma di fenomeni in fisica gravitazionale, cosmologia, astrometria, metrologia cronologica e fisica nucleare e del plasma. L'antenna Arecibo aggiornata e il Green Bank Telescope, insieme a nuovi e sofisticati sistemi di elaborazione del segnale e acquisizione dati, forniranno una sensibilità e una flessibilità senza precedenti per studi di pulsar di ogni tipo.

FIGURA 2 L'emissione di radiazione gravitazionale da parte della pulsar binaria PSR 1913+16 porta ad una variazione crescente dell'orbita rispetto ad un ipotetico sistema il cui periodo orbitale rimane costante. Le osservazioni concordano meglio dell'uno per cento con il cambiamento previsto dalla relatività generale e forniscono l'unica prova sperimentale dell'esistenza della radiazione gravitazionale. (Foto per gentile concessione di J. H. Taylor, Princeton University)

Nubi maser molecolari si trovano intorno a stelle di nuova formazione e molto vecchie. Misurazioni della scissione Zeeman di OH e H2Le linee O maser determinano l'intensità del campo magnetico che è stata importante nella comprensione del bilancio energetico e della cinematica delle nuvole molecolari. Le misurazioni astrometriche VLBI effettuate con la straordinaria precisione di 10 microarcosecondi all'anno hanno permesso di tracciare i moti dei maser H20 nell'involucro di giovani oggetti stellari e di determinarne direttamente le distanze. L'estensione di questa tecnica allo spazio VLBI offre la promessa della misurazione diretta delle distanze alle galassie vicine e la ricalibrazione della scala delle distanze dell'Universo.

L'elevata sensibilità del Very Large Array e del telescopio di Arecibo ha inoltre reso possibile il rilevamento e l'imaging di emissioni radio da una varietà di stelle. L'emissione radio con uno spettro termico è stata identificata con venti stellari che trasferiscono massa tra i componenti nei sistemi stellari binari, mentre l'emissione non termica è associata a una vasta gamma di fenomeni tra cui brillamenti di breve durata fino a un milione di volte più intensi di quelli visto al sole. Il VLA ha identificato i luoghi in cui gli elettroni ad alta energia vengono accelerati e confinati durante i brillamenti solari, e ha rivelato una notevole correlazione tra la luminosità radio e la struttura del campo magnetico della cromosfera e della corona. Il Millimeter Array e la risoluzione aggiuntiva del VLA espanso saranno particolarmente importanti nell'imaging dell'emissione radio da stelle di ogni tipo spettrale e luminosità.

L'interesse per l'esistenza di pianeti attorno ad altre stelle e le loro possibili conseguenze non è mai stato così alto. Il rilevamento astrometrico di compagne stellari oscure potrebbe essere possibile con il VLBA. La formazione di sistemi planetari attorno a singole stelle è un problema fondamentale che si studia al meglio a lunghezze d'onda millimetriche, dove è possibile osservare direttamente la dinamica e la chimica della polvere e del gas che circondano le stelle appena formate. Gli array millimetrici e sub-millimetrici e il Large Millimeter Telescope saranno strumenti estremamente potenti per sondare i dischi circumstellari preplanetari. Inoltre, la ricerca di intelligenza extraterrestre, SETI, continua ad affascinare sia i profani che gli scienziati. SETI fornisce una potente sfida intellettuale e tecnica, e sarà ampliato durante gli anni '90 con nuove potenti strumentazioni e tecniche che estenderanno notevolmente gli orizzonti della ricerca.

I pianeti, gli asteroidi e le comete

Con il rilevamento di Plutone, è stata ora osservata l'emissione radio termica da tutti i pianeti, da molti dei loro satelliti e da un certo numero di asteroidi e comete. L'interferometria millimetrica dell'ammoniaca nell'atmosfera dei pianeti giganti e dell'anidride carbonica nelle atmosfere di Venere e Marte offre la possibilità di osservare direttamente le variazioni diurne, di latitudine e stagionali della temperatura atmosferica e dell'abbondanza molecolare. Emissioni variabili di anidride solforosa sono state osservate a lunghezze d'onda millimetriche su Io, probabilmente a causa dell'attività vulcanica. Le osservazioni millimetriche dell'acido cianidrico, una molecola progenitrice della cometa, forniscono informazioni dirette sulla cinematica nel coma cometario e sulla sua composizione chimica.

FIGURA 3 Immagini radar dell'asteroide 1989 PB realizzate all'Osservatorio di Arecibo vicino al momento del massimo avvicinamento di 2,5 milioni di miglia. L'asteroide a forma di manubrio ha un diametro compreso tra uno e due chilometri e ruota con un periodo di circa quattro ore. Queste immagini hanno una risoluzione effettiva migliore di dieci milliarcosecondi. (Foto per gentile concessione di S. Ostro, Caltech Jet Propulsion Laboratory)

Le osservazioni VLBI in tutto il mondo sono state utilizzate per tracciare i due palloni sovietici VEGA per fornire informazioni sulla circolazione dei venti nell'atmosfera di Venere. Le osservazioni radar nell'ultimo decennio hanno prodotto la prima rilevazione diretta di un nucleo cometario, la scoperta di nubi di grandi particelle associate alle comete IRAS-Araki-Alcock e Halley, le forme estremamente irregolari e non convesse di alcuni asteroidi vicini alla Terra, e la prima prova diretta che gli anelli di Saturno contengono particelle di dimensioni centimetriche o maggiori.

Radiogalassie, quasar e cosmologia

Le osservazioni radio continuano a svolgere un ruolo chiave nella comprensione di galassie, quasar e nuclei galattici attivi (AGN) e hanno cambiato in modo fondamentale la nostra comprensione della cosmologia. Osservazioni di idrogeno gassoso neutro in migliaia di galassie hanno rivelato l'esistenza di strutture con dimensioni di almeno 50-100 Mpc. Questi risultati stabiliscono importanti condizioni al contorno sull'evoluzione delle strutture su larga scala nell'Universo e sono stati utilizzati per studi dinamici della distribuzione di massa all'interno delle galassie, ponendo limiti inferiori alla quantità di "materia oscura" che contengono. Le indagini extragalattiche sull'idrogeno neutro e sul monossido di carbonio continueranno ad essere estremamente produttive, in particolare con le capacità potenziate del telescopio Arecibo, del VLA, del nuovo Green Bank Telescope e dei nuovi radiotelescopi millimetrici proposti. L'osservazione di gas atomici e molecolari altamente spostati verso il rosso fornisce informazioni sulle condizioni nei dischi di galassie nelle prime epoche. Insieme alle indagini ottiche sul redshift, questi dati forniscono un inestimabile pool di informazioni cosmologiche per studiare la formazione, l'evoluzione e la distribuzione su larga scala delle galassie e per affrontare la questione se l'Universo sia aperto o chiuso. Le immagini gravitazionalmente focalizzate di quasar distanti ci danno una nuova tecnica per studiare la distribuzione di massa nelle galassie, nonché un metodo nuovo e potenzialmente importante per determinare le dimensioni e l'età dell'Universo.

Probabilmente la scoperta più importante in cosmologia nei tempi moderni è la rivelazione radio della radiazione cosmica di fondo a microonde. Fatta eccezione per l'effetto del nostro movimento attraverso l'Universo, la radiazione di fondo risulta essere notevolmente uniforme entro poche parti per centomila. Questo semplice fatto sperimentale fornisce uno dei vincoli più stringenti sui modelli dell'Universo primordiale, e in particolare sull'enigmatico processo di formazione delle galassie. Testare l'isotropia del fondo cosmico a microonde al livello di una parte per milione è ora sperimentalmente fattibile e deve essere perseguito con forza. Questo tipo di esperimento continuerà ad essere uno dei capisaldi osservativi della cosmologia.

Rimangono ancora problemi di vecchia data nella comprensione della fonte di energia nei quasar e nei nuclei galattici attivi e nella conversione dell'energia nel plasma relativistico che genera la radiazione di sincrotrone osservata. Le osservazioni del VLA nell'ultimo decennio hanno rivelato getti, filamenti e punti caldi sia in sorgenti radio extragalattiche che nel centro della nostra Galassia. Queste complesse strutture riflettono la ricchezza di dettagli del plasma che emette radio e l'importante ruolo svolto dai campi magnetici.

FIGURA 4 Immagine VLBI di sei centimetri del nucleo del quasar 3C 273 ottenuta da un "mondo-array" di 14 elementi. L'immagine ha una risoluzione angolare di 1 per 2 milliarcosecondi. Osservazioni ripetute a questa ea lunghezze d'onda più corte mostrano l'espulsione di componenti superluminali che emergono dal nucleo e sembrano muoversi lungo un percorso curvo fisso con velocità simili di circa un milliarcosecondo all'anno. Ciò corrisponde ad una velocità lineare trasversale apparente di circa dieci volte la velocità della luce, ed è indicato come

moto superluminale. L'inserto mostra il componente centrale osservato a 3 mm di lunghezza d'onda con una risoluzione angolare circa dieci volte migliore rispetto a 6 cm. L'interferometria millimetrica fornisce le immagini con la più alta risoluzione mai ottenute in astronomia. I singoli componenti sono di estensione inferiore a mezzo anno luce. (Foto per gentile concessione di L. Baath, Osservatorio spaziale di Onsala, Svezia)

Le osservazioni VLBI si sono concentrate sui piccoli ma incredibilmente energetici nuclei di quasar e nuclei galattici attivi dove il plasma relativistico viene accelerato e focalizzato in getti stretti che fluiscono con apparente moto superluminale verso i lobi radio estesi situati a centinaia di migliaia di anni luce di distanza. Si pensa che il movimento superluminale sia dovuto al movimento relativistico di massa del plasma radiante quasi lungo la linea di vista. Un'importante conseguenza del moto relativistico è che la radiazione di sincrotrone viene irradiata lungo la direzione del moto, così che la radioluminosità apparente dei quasar e dei nuclei galattici attivi dipende molto dall'orientamento del raggio e in casi favorevoli può essere aumentata da ordini di grandezza. Non è chiaro quanto siano importanti gli effetti del fascio relativistico in altre parti dello spettro elettromagnetico, ma la correlazione della variabilità temporale e la continuità degli spettri suggeriscono che l'apparente luminosità ottica, IR e dei raggi X di quasar e galattiche attive i nuclei possono anche essere potenziati da questo fenomeno. Ma il

i modelli di beaming sono difficili da conciliare in dettaglio con le osservazioni ei tentativi di stabilire modelli geometrici unificati hanno avuto successo solo parzialmente. La maggiore risoluzione, sensibilità e gamma dinamica prevista dagli esperimenti VLA espanso, VLBA e VLBI spaziale fornirà capacità notevolmente migliorate per attaccare questi problemi.

Sfide per la radioastronomia negli anni '90

Molti enigmi astrofisici non sono ancora stati risolti e quasi certamente alcune risposte attualmente "conosciute" sono sbagliate. Gli apparenti legami di idrogeno neutro tra i quasar distanti e le galassie luminose vicine, l'apparente anisotropia e la natura anomala dei conteggi di forti radiosorgenti, l'assenza di effetti relativistici attesi nella distribuzione delle dimensioni angolari-redshift dei quasar e l'apparente quantizzazione del quasar e il redshift delle galassie, sono tutti difficili da comprendere nel quadro della cosmologia e dell'astrofisica convenzionali.

FIGURA 5 Dimensione angolare - relazione redshift per diversi campioni di radiogalassie e quasar confrontati con vari modelli mondiali. L'unico modello semplice coerente con i dati è il modello euclideo statico. I modelli di Friedmann richiedono che l'evoluzione della dimensione lineare con l'epoca cosmica compensi solo gli effetti geometrici per riprodurre la relazione euclidea. (Foto per gentile concessione di V. Kapahi, Tara Institute, Bangalore, India)

Per sua stessa natura, la ricerca scientifica di base affronta questioni che si trovano ai confini tra il noto e l'ignoto. Se una risposta a una domanda scientifica è prevedibile con un certo grado di confidenza, la domanda probabilmente non è molto vicina a questo confine! Per questo motivo è difficile e probabilmente anche inopportuno speculare sui più importanti progressi scientifici nel prossimo decennio, anche se la discussione è in termini piuttosto generali e l'orizzonte temporale è relativamente prossimo.

Un'eccessiva dipendenza da una pianificazione dettagliata può limitare il pensiero veramente innovativo. Notiamo che molti dei momenti salienti della radioastronomia delle pulsar al millisecondo degli anni '80 e del rilevamento dello smorzamento della radiazione gravitazionale, l'estrema isotropia della radiazione cosmica di fondo, l'ordinata aggregazione della distribuzione delle galassie, i deflussi bipolari da stelle molto giovani, le lenti gravitazionali e la capacità di mappatura ad alta gamma dinamica del Very Large Array sono stati sviluppi inaspettati e in gran parte imprevisti prima della loro scoperta. In precedenza, le radiogalassie, gli AGN, i quasar, le pulsar, i lampi radio dal Sole e da Giove, le alte temperature superficiali e atmosferiche dei pianeti, le nubi molecolari giganti, i maser molecolari interstellari e la stessa radiazione cosmica di fondo furono inizialmente scoperte come risultato di la spinta a sfruttare le nuove tecnologie emergenti. Considerazioni su questioni scientifiche specifiche hanno avuto scarso impatto su queste importanti scoperte che ora dominano gran parte del nostro pensiero astrofisico. Come risultato di queste scoperte, la radioastronomia ha probabilmente generato più nuovi problemi e domande di quanti ne abbia risolti vecchi problemi, e ha mostrato non solo l'inadeguatezza della nostra comprensione anche pochi decenni fa ma, cosa più importante, l'inadeguatezza delle domande che noi chiedevano. In una disciplina sperimentale come la radioastronomia, il progresso dipende dalla disponibilità della tecnologia più avanzata utilizzata da persone di talento con accesso alle migliori opportunità possibili di formazione.

Raccomandazioni per nuove strutture

Il Radio Astronomy Panel raccomanda come la massima priorità per le nuove costruzioni un Millimeter Wave Array con una risoluzione al di sotto del secondo d'arco, paragonabile a quella del VLA e con una buona qualità dell'immagine, una sensibilità adeguata allo studio del debole continuo e dell'emissione di linea e una capacità spettroscopica flessibile in tutte le finestre di lunghezza d'onda millimetriche comprese tra 30 GHz e 350 GHz. Costo: 115 milioni di dollari.

Il Panel identifica inoltre i seguenti progetti di modeste dimensioni, in ordine di priorità, come complementari al Millimeter Array e importanti per il continuo sviluppo della radioastronomia nel decennio degli anni '90.

Un radiotelescopio di grandi dimensioni che lavora ad almeno 230 GHz 1

Il Gruppo riconosce la necessità di un'opportunità continua per sviluppare piccoli nuovi strumenti e programmi in risposta a scoperte, tecniche o idee teoriche di nuova concezione. Le seguenti piccole nuove iniziative presso strutture universitarie e laboratori nazionali sono state individuate come particolarmente importanti e tempestive.

Un grande radiotelescopio meridionale sarà costruito e gestito in Brasile in collaborazione con un consorzio internazionale di partner 3

Un dedicato imager di sfondo cosmico

RADIOASTRON e VSOP Space VLBI Missioni 4

Istituzione di programmi di ricerca SETI basati sull'università

Il gruppo di esperti riconosce inoltre l'importanza di sviluppare piani e strumenti a lungo termine necessari per le nuove strutture all'inizio del 21° secolo, tra cui:

L'identificazione di innovazioni tecnologiche che portano allo sviluppo di nuova strumentazione per la radioastronomia, compresa la tecnologia dei ricevitori per lunghezze d'onda millimetriche e submillimetriche, sistemi di registrazione a banda larga per VLBI, strutture informatiche avanzate e algoritmi per l'analisi di immagini e pulsar, e il rafforzamento degli sforzi per controllare le interferenze in radiofrequenza.

Radiotelescopi nello spazio per osservazioni a lunghezze d'onda submillimetriche

Un osservatorio astrofisico in Antartide con grandi radiotelescopi millimetrici e submillimetrici

Un radiotelescopio a bassa frequenza sul lato opposto della luna

Quota federale che rappresenta circa la metà del costo totale del progetto.

Quota approssimativa degli Stati Uniti della missione internazionale proposta

Quota USA di un progetto di circa $ 100 milioni

Costo della partecipazione degli Stati Uniti alle missioni VLBI spaziali sovietiche e giapponesi

La matrice millimetrica

I grandi radiotelescopi potrebbero richiedere un decennio per la progettazione e la costruzione. Al fine di garantire la continua preminenza della radioastronomia americana nel prossimo decennio, è importante iniziare ora il lavoro che porterà alla prossima generazione di radiotelescopi.

La massima priorità del pannello radio per la nuova strumentazione è la costruzione di un array di lunghezze d'onda millimetriche con sensibilità, risoluzione, qualità dell'immagine e velocità adeguate per indagare l'ampia gamma di fenomeni astrofisici che sono meglio studiati a lunghezze d'onda millimetriche.

FIGURA 6 Concezione artistica del Millimeter Array che mostra le antenne nella configurazione da 250 metri. Viene mostrata la strada per la configurazione da 900 metri e la configurazione compatta in cui le antenne sono disposte per simulare la risposta di una singola antenna di 70 metri di diametro. La strada esterna di 3 km coincide con la strada di 900 metri in questa parte interna dell'array. (Foto per gentile concessione del National Radio Astronomy Observatory&mdashAssociated Universities, Inc.)

I notevoli progressi tecnologici hanno causato una crescita esplosiva dell'astronomia con onde millimetriche e submillimetriche. L'elevata risoluzione spettrale fornita dalla spettroscopia eterodina delle nuvole molecolari fornisce un potente strumento per la fisica molecolare di base. Di particolare interesse è la chimica del mezzo interstellare, che viene facilmente studiato a lunghezze d'onda millimetriche, dove la spettroscopia delle molecole cosmiche rivaleggia in ricchezza con lo spettro Fraunhoffer del sole e delle stelle. L'osservazione di queste linee gioca un ruolo importante nell'aiutare a capire come le nubi molecolari collassano per formare stelle, per identificare le molecole responsabili principalmente del raffreddamento delle nubi e per determinare i dettagli cinematici del processo dai campi di velocità osservati. Un risultato molto importante sarà un grande miglioramento nella nostra comprensione delle regioni di formazione stellare nella nostra e in altre galassie.

L'astronomia millimetrica è stata sviluppata e perseguita esclusivamente in questo paese fino all'inizio degli anni '80. Sebbene nessuno strumento con lunghezze d'onda millimetriche sia mai stato costruito dagli Stati Uniti, le principali strutture sono ora in funzione in Europa e in Giappone. Il Millimeter Array riconquisterà la posizione un tempo dominante degli Stati Uniti nell'astronomia millimetrica e completerà i principali strumenti statunitensi che saranno operativi entro la fine del prossimo decennio in altre bande di lunghezze d'onda.

L'MMA sarà particolarmente adatto alla spettroscopia simultanea a più lunghezze d'onda ad alta risoluzione spettrale e avrà un'ampia gamma di applicazioni astrofisiche, tra cui la ricerca sul sistema solare, la spettroscopia molecolare, gli studi sui sistemi protoplanetari, la formazione stellare, le galassie primordiali e le microonde sfondo.

Nelle parti più lontane dell'Universo, l'MMA visualizzerà l'emissione di polvere termica nelle galassie fino a spostamenti verso il rosso di dieci, produrrà immagini di emissione di polvere nei nuclei galattici attivi e nei quasar con una risoluzione di circa cento parsec, rileverà il monossido di carbonio dalle galassie fino a grandi spostamenti verso il rosso e immagini l'effetto Sunyaev-Zeldovich da ammassi di galassie per fornire una determinazione indipendente della costante di Hubble e delle dimensioni e dell'età dell'Universo.

Per le galassie vicine, l'MMA determinerà le masse e la cinematica dei nuclei galattici oscurati otticamente con una risoluzione di pochi parsec e immaginerà le distribuzioni delle molecole contenenti carbonio, ossigeno, azoto e zolfo e i loro isotopi.

All'interno della Galassia, l'MMA osserverà stelle di ogni tipo spettrale e classe di luminosità, misurerà la loro emissione fotosferica e i gradienti di temperatura e determinerà le posizioni con precisione astrometrica. Le osservazioni con una risoluzione di 0,1 secondi d'arco consentiranno l'identificazione delle regioni di formazione stellare nelle nubi scure, la risoluzione di frammenti di nubi, protostelle e dischi di accrescimento circumstellari fino a 10 UA, immagini della struttura di densità e velocità dei dischi protostellari e pre-planetari e forniscono immagini dei gradienti chimici nelle nebulose protostellari e nei gusci circumstellari che riflettono la cronologia della nucleosintesi stellare e della convezione dell'involucro,

All'interno del sistema solare, l'MMA sonderà la fisica dell'accelerazione delle particelle nei brillamenti solari, i venti atmosferici e i profili di temperatura di Venere e Marte risolveranno l'emissione di fosfina nella Grande Macchia Rossa su Giove, l'acido cianidrico su Titano e l'emissione vulcanica su Io e ottenere immagini non oscurate di nuclei cometari, asteroidi e sistema Plutone-Caronte.

Il Millimeter Array sarà una struttura nazionale aperta a tutti gli utenti qualificati e fornirà immagini sub-arcosecondi ad alta fedeltà e veloci da 30 GHz a 350 GHz, immagini a campo ampio, funzionamento sensibile simultaneo a banda larga e un'antenna completa " capacità. L'array proposto conterrà 40 antenne trasportabili, ciascuna di 8 m di diametro, e sarà riconfigurabile per abbinare la risoluzione angolare a un'ampia gamma di problemi astrofisici. La risoluzione angolare sarà 0,07 & lambdamm secondo d'arco nella configurazione più grande di 3 km. Nella sua configurazione compatta, l'MMA avrà una risoluzione paragonabile a quella di un'antenna di 70 m con un'area di raccolta pari a quella di una singola antenna di 50 m di diametro. La sensibilità rms per le osservazioni in continuo di sorgenti puntiformi sarà migliore di 1 mJy/(min) 1/2 e per le osservazioni di righe spettrali a 230 GHz, 1.2 K/(min) 1/2 per un raggio da 1" e 1 km/sec risoluzione della velocità Il lavoro di progettazione e prototipazione per l'MMA è previsto per il periodo 1991-1994 e la costruzione dal 1994-1998.

Nuovi strumenti di media scala:

Telescopio a onde millimetriche di grandi dimensioni: Il Radio Astronomy Panel riconosce la necessità di un moderno radiotelescopio ad apertura piena di 50 metri in grado di funzionare ad almeno 230 GHz, situato in un buon sito e disponibile per gli scienziati indipendentemente dalla loro affiliazione istituzionale. Il gruppo di esperti è impressionato dai progressi compiuti nell'uso dell'ottica attiva per costruire un radiotelescopio di grandi dimensioni millimetriche a un costo relativamente basso. Uno strumento di questo tipo dotato di eterodina sul piano focale e array di bolometri offrirà un enorme aumento di velocità e sensibilità rispetto agli strumenti attualmente disponibili e fornirà uno strumento estremamente potente per lo studio della materia interstellare e della formazione stellare. Il Large Millimeter Telescope consentirà rapide rilevazioni spettroscopiche e continue di vaste regioni del cielo e potrebbe avere applicazione al radar planetario. L'LMT fornirà anche un sostanziale miglioramento al VLBI millimetrico. Si prevede che la costruzione della LMT costerà circa 35 milioni di dollari, di cui circa la metà sarà pagata da fondi privati ​​o statali.

Espansione VLA: Il divario tra VLA e VLBA può essere colmato con una combinazione di registratori a nastro e collegamenti in fibra ottica tra i due array e aggiungendo nuovi elementi di antenna. Ciò aumenterà la risoluzione del VLA a tutte le frequenze, migliorerà la gamma dinamica, il campo visivo e la sensibilità della sorgente estesa del VLBA e fornirà una capacità di "array in scala" su una gamma di frequenze molto più ampia di quella ora disponibile.Di particolare importanza sarà la capacità di determinare come i parametri di Stokes della radiazione varino con la frequenza in un ampio intervallo di frequenze ad una risoluzione angolare fissa. Il Radio Panel raccomanda un piano graduale che include: (a) collocare fino a quattro registratori VLBA presso il VLA (1 milione di dollari) (b) costruire fino a quattro nuove antenne nel New Mexico e in Arizona (21 milioni di dollari) (c) fornire fibra collegamenti ottici dalla VLA alle quattro nuove antenne ea quella di Los Alamos, e ampliando il correlatore VLA da 27 a 33 stazioni (11 milioni di dollari). Questi miglioramenti forniranno una risoluzione e una capacità di imaging notevolmente migliorate su un'ampia gamma di frequenze e sensibilità alla luminosità con molte applicazioni per le osservazioni radio del Sole e dei pianeti, l'emissione radio da stelle, novae, nebulose protoplanetarie e venti stellari, nonché da regioni di formazione stellare e per lo studio di nuclei galattici attivi e quasar.

Spazio VLBI: Il VLBA fornirà le immagini con la più alta risoluzione di qualsiasi strumento astronomico e un ulteriore miglioramento può essere ottenuto solo andando nello spazio. Recenti esperimenti che utilizzano il satellite TDRSS hanno dimostrato la fattibilità e la potenza dello spazio VLBI. Lo spazio VLBI è stato inserito nell'indagine astronomica del 1982

Raccomandazioni del Comitato per "nuovi programmi moderati", ma la NASA è stata lenta a partecipare a una qualsiasi delle missioni VLBI spaziali pianificate per gli anni '90.

I radioastronomi europei, sovietici, giapponesi e statunitensi stanno discutendo dell'International VLBI Satellite (IVS) per un possibile lancio verso la fine del decennio. IVS includerà un'antenna di classe 25 metri che funziona a lunghezze d'onda inferiori a 3 mm situata nell'orbita terrestre alta ad altitudini comprese tra 20.000 e 150.000 km. IVS fornirà un miglioramento di un ordine di grandezza o più nella sensibilità e nella risoluzione dell'immagine rispetto alle missioni giapponese e sovietica pianificate per la metà degli anni '90. Sarà anche in grado di effettuare osservazioni spettroscopiche sensibili, a singola apertura, dell'ossigeno molecolare nella banda dei 60 GHz dall'alto dell'atmosfera terrestre, che è opaca a questa frequenza. La conoscenza dell'abbondanza di ossigeno molecolare, che è molto incerta, è importante per comprendere l'evoluzione chimica e dinamica delle nubi molecolari.

IVS è stato progettato come una struttura internazionale che includerà la partecipazione di radiotelescopi terrestri in tutto il mondo. L'attuale base di riferimento per lo studio contiene un'antenna ESA e un modulo di servizio sovietico e un veicolo di lancio Energia. Sono possibili altre varianti che includono un sostanziale coinvolgimento degli Stati Uniti, ad esempio un modulo di servizio degli Stati Uniti e parte del pacchetto sperimentale. Il Radio Astronomy Panel considera lo spazio VLBI come il progetto di massima priorità per la radioastronomia dallo spazio durante gli anni '90, ed è importante che gli Stati Uniti assumano un ruolo attivo nei primi studi di pianificazione e definizione della missione per un satellite VLBI internazionale.

Progetti su piccola scala

Il Gruppo riconosce la necessità di un livello continuo di supporto per programmi su piccola scala che possano reagire ai rapidi cambiamenti degli sviluppi della radioastronomia. Descriviamo di seguito alcune aree importanti che siamo in grado di identificare in questo momento. Non diamo priorità a queste iniziative su piccola scala perché ci aspettiamo che nuove idee meritorie sorgano su una scala temporale inferiore a quella della revisione del prossimo decennio e che la selezione di programmi specifici dovrebbe dipendere dalla normale revisione dell'agenzia e dalla natura del finanziamento opportunità man mano che si presentano.

Grande radiotelescopio meridionale: Molti importanti programmi di ricerca richiedono la massima sensibilità istantanea raggiungibile, e quindi la più ampia area di raccolta possibile. Tutti i più grandi radiotelescopi del mondo si trovano nell'emisfero settentrionale. La costruzione di un radiotelescopio a grande apertura nell'emisfero australe darà una nuova e potente capacità di ricerca nei cieli meridionali, inclusi studi atmosferici, accesso a oggetti del sistema solare invisibili da nord, la regione del centro galattico, le Nubi di Magellano e il sud cielo extragalattico. La recente progettazione e costruzione di sistemi subriflettori gregoriani, condotta nell'ambito del progetto di potenziamento del telescopio di Arecibo, mostrano il grande potenziale delle moderne applicazioni della tecnologia delle antenne sferiche per il raggiungimento di un'area di raccolta molto ampia.

Il proposto LSRT funzionerà a lunghezze d'onda di centimetro e avrà un'area di raccolta paragonabile a quella del telescopio Arecibo aggiornato. Una nuova disposizione dei mangimi darà un'ampia gamma di declinazioni che copre la maggior parte del cielo australe. Si prevede che l'LSRT sarà costruito e gestito in Brasile da un consorzio internazionale, con un costo totale di circa $ 100 milioni e un costo per gli Stati Uniti di circa $ 10 milioni.

Immagine di sfondo cosmico: La radiazione cosmica di fondo è forse lo strumento più importante della cosmologia osservativa. Su scale angolari maggiori di pochi gradi, la radiazione di fondo riflette direttamente le condizioni dell'Universo primordiale a un'età di soli centomila anni. Su scale angolari più piccole, può essere distorto, sia spazialmente che spettralmente, da vari processi connessi al collasso gravitazionale e alla formazione di galassie e altre strutture su larga scala. I limiti superiori dell'anisotropia sono ora a un livello di poche parti su centomila. Se le anisotropie non vengono trovate a un livello di poche parti su un milione, allora potrebbe essere necessario rivedere radicalmente la nostra comprensione di base dell'Universo primordiale.

I recenti progressi tecnologici nella progettazione di bolometri affidabili a basso rumore e ricevitori eterodina suggeriscono che è possibile raggiungere i livelli di sensibilità richiesti con sistemi di radiotelescopi appositamente progettati per questo problema. Un possibile approccio consiste nell'utilizzare una schiera di circa 50 antenne a tromba per eliminare gli effetti confusi della radiazione terrestre e atmosferica. Un'altra opzione è quella di utilizzare una serie di bolometri posizionati nel piano focale di un radiotelescopio millimetrico. Tali strumenti saranno anche potenti strumenti per misurare con precisione il decremento delle microonde dovuto all'effetto Sunyaev-Zeldovich. Se combinate con dati a raggi X accurati, queste misurazioni forniranno una determinazione completamente indipendente della costante di Hubble e delle dimensioni e dell'età dell'Universo.

RADIOASTRON e VSOP: L'URSS e il Giappone hanno in programma di lanciare satelliti VLBI a metà degli anni '90. Gli scienziati statunitensi sono stati coinvolti fin dall'inizio nella definizione di queste missioni e molti paesi dell'Europa orientale e occidentale, Australia e Canada stanno partecipando in vari modi alla loro attuazione.

Al fine di sfruttare le opportunità uniche rese possibili da queste missioni VLBI spaziali straniere, nonché di sviluppare le competenze e le competenze necessarie per pianificare una futura missione VLBI spaziale statunitense, il Radio Astronomy Panel raccomanda che la grande radio terrestre statunitense i telescopi siano resi disponibili come elementi dell'interferometro Terra-Spazio, che i registratori compatibili con VLBA siano forniti alle stazioni terrestri sovietiche e statunitensi utilizzate per ricevere dati dall'elemento spaziale, che i radiotelescopi statunitensi siano attrezzati per fornire oscillatori locali e collegamenti dati con l'estero veicoli spaziali e che gli scienziati statunitensi partecipano pienamente allo sviluppo e alla realizzazione dei programmi scientifici VSOP e RADIOASTRON.

Il livello complessivo di supporto per lo spazio VLBI nel prossimo decennio dovrebbe essere di circa mezzo miliardo di dollari, principalmente in Giappone e in URSS. Sebbene le tecniche VLBI siano state sviluppate in questo paese e gli unici esperimenti VLBI spaziali di successo finora siano stati condotti con un satellite statunitense, non è prevista alcuna missione VLBI spaziale statunitense. Fortunatamente, gli astronomi statunitensi possono condividere pienamente i ritorni scientifici delle missioni giapponese e sovietica con un investimento finanziario relativamente piccolo. Poiché gli Stati Uniti non saranno coinvolti nella progettazione, costruzione o lancio di alcun hardware spaziale o nella gestione delle missioni, il gruppo suggerisce che la partecipazione degli Stati Uniti sia gestita tramite sovvenzioni convenzionali agli scienziati partecipanti piuttosto che amministrata come un progetto della NASA.

Cerca l'intelligenza extraterrestre: La ricerca di intelligenza extraterrestre (SETI) sarà un'entusiasmante sfida intellettuale e tecnica per il prossimo decennio. Un "contatto" di successo sarebbe uno dei più grandi eventi nella storia dell'umanità. Siamo la prima generazione che potrebbe realisticamente avere successo e c'è un grande interesse pubblico per SETI. Il problema principale è il livello appropriato di risorse da dedicare a SETI e come queste risorse dovrebbero essere suddivise tra un ampio programma gestito a livello centrale e gli sforzi di ricerca più tradizionali basati sull'università. SETI non fa parte della radioastronomia, ma gli strumenti della radioastronomia sono utilizzati per SETI e i radioastronomi sono stati pionieri nello sviluppo di programmi SETI osservativi.

La NASA ha avviato il Progetto di osservazione delle microonde che inizierà la ricerca nel 1992 e durerà fino alla fine del decennio. Il MOP amplierà il volume dello spazio dei parametri indagato (direzione, frequenza, polarizzazione, sensibilità) di molti ordini di grandezza rispetto a quanto fatto in passato. La ricerca consiste in due strategie complementari: la Sky Survey che utilizzerà antenne DSN da 34 metri per scansionare l'intero cielo tra 1 e 10 GHz e la Ricerca mirata che utilizza i più grandi radiotelescopi del mondo per esaminare circa 800 stelle vicine di tipo solare tra 1 e 3GHz. Il Progetto di osservazione delle microonde sarà la prima esplorazione SETI veramente sistematica della regione delle microonde dello spettro e costerà circa 100 milioni di dollari nel resto del decennio.

Il Radio Astronomy Panel raccomanda l'istituzione di un programma di ricerca SETI basato sull'università per sviluppare nuove idee e architetture per algoritmi e processori di elaborazione del segnale, sviluppare strategie di ricerca, implementare nuovo hardware innovativo e stabilire programmi di ricerca complementari alla NASA Progetto di osservazione delle microonde. Il nuovo programma proposto fornirebbe un mezzo per lo scambio di nuove tecniche e hardware e la formazione degli studenti in tecniche avanzate di elaborazione del segnale, nonché un mezzo per perseguire un valido programma di osservazione. Gli attuali livelli di sostegno alla comunità scientifica sono dell'ordine di 100 mila dollari l'anno, inadeguato a sostenere uno sforzo produttivo. Il gruppo di esperti raccomanda che la ricerca SETI universitaria sia supportata a un livello annuale di circa $ 500 K, che sarebbe adeguato per supportare uno o due gruppi di ricerca indipendenti, ciascuno con quattro o cinque ricercatori universitari, laureati e post-dottorato.

Radioastronomia solare: Il VLA, Arecibo e il Millimeter Array proposto sono strumenti potenti per la ricerca solare, ma gli strumenti esistenti mancano di agilità di frequenza. Il gruppo di esperti raccomanda di prendere in considerazione la possibilità di dotare i telescopi VLA e Arecibo di ricevitori e feed agili di frequenza. L'apertura dello spettro radio completo fornirà potenti informazioni diagnostiche, non solo per il sole, ma anche per un'ampia varietà di oggetti stellari, galattici ed extragalattici. Il gruppo di esperti approva anche l'estensione pianificata dell'array dedicato al solare e flessibile in frequenza presso l'Owens Valley Radio Observatory.

Veloce All Sky Radio Telescopio: FAST è un array proposto di venti antenne da 3 metri che monitoreranno la maggior parte del cielo a lunghezze d'onda centimetriche con una sensibilità rms di 10 mJy in uno o due giorni. Sarà utilizzato per studiare la variabilità temporale in radiosorgenti galattiche ed extragalattiche attive compatte. FAST sarà l'unico strumento di monitoraggio di tutto il cielo ad alta risoluzione disponibile in qualsiasi banda spettrale.

Attività continuative e progetti già in corso

Funzionamento e manutenzione dell'impianto, aggiornamento di telescopi e strumentazione

Il supporto della NSF per la radioastronomia è stato inadeguato per il funzionamento, la manutenzione e l'aggiornamento degli osservatori radio nazionali e universitari e per la modernizzazione della strumentazione e delle risorse informatiche di queste strutture. Di particolare preoccupazione è lo stato di deterioramento del VLA, il supporto inadeguato per l'astronomia millimetrica e sub-millimetrica e la necessità di moderne strutture informatiche.

Di gran lunga il radiotelescopio più potente e produttivo al mondo è il VLA con la sua straordinaria velocità, sensibilità, risoluzione e qualità dell'immagine. Poiché non ci sono stati fondi adeguati nemmeno per la manutenzione più elementare, i binari ferroviari, il sistema di distribuzione dell'energia, le strutture delle antenne e altri aspetti dell'impianto fisico si stanno deteriorando. Gran parte della strumentazione del VLA utilizza una tecnologia vecchia di 15-20 anni perché non c'è stata la ristrutturazione e l'aggiornamento al livello appropriato per uno strumento scientifico di queste dimensioni, raffinatezza e produttività.

Il funzionamento e la manutenzione del VLA devono essere portati a un livello adeguato al suo ampio impatto scientifico e al grande investimento di capitale, e la strumentazione seriamente obsoleta deve essere sostituita con moderni radiometri a basso rumore, linee di trasmissione in fibra ottica e un correlatore modem a banda larga. Questi aggiornamenti miglioreranno la sensibilità fino a un ordine di grandezza, miglioreranno la copertura di frequenza e la risoluzione spettrale e aumenteranno la dimensione massima consentita dell'immagine.

Come risultato degli anni di supporto inadeguato, ora costerà circa 40 milioni di dollari per incorporare queste modernizzazioni tanto necessarie. Questo è paragonabile in termini di costi ai progetti a terra di dimensioni moderate presi in considerazione dal Comitato di indagine. Tuttavia, distribuito su otto anni, rappresenta un livello di investimento corrispondente al 2-3% annuo del costo di sostituzione del VLA/VLBA. I programmi di manutenzione ordinaria e di ammodernamento di questo tipo e a questo livello normalmente non verrebbero inclusi in una discussione sui nuovi grandi impianti, ma la situazione è diventata critica ed ha raggiunto un alto livello di visibilità a causa della quasi totale assenza di fondi per questo scopo dal completamento della VLA circa un decennio fa.

Per molti aspetti il ​​VLA supera notevolmente le sue prestazioni all'inizio del decennio precedente. La velocità è maggiore di un fattore due, la dimensione dell'immagine è maggiore di un fattore quattro, la gamma dinamica massima è stata migliorata di un fattore 50, il numero di canali della linea spettrale è stato aumentato da 8 a 512 e le immagini a mosaico ora vengono realizzati più grandi del raggio primario dell'antenna. Questi miglioramenti scientificamente importanti in termini di prestazioni sono il risultato di nuovi potenti algoritmi, ma a costo di requisiti di elaborazione notevolmente aumentati. Di conseguenza, la situazione informatica per il VLA è stata critica per alcuni anni e molti programmi scientifici eccellenti non vengono eseguiti a causa di strutture informatiche inadeguate. La potenza del sistema VLA, la complessità dei moderni algoritmi di riduzione dei dati e la necessità di supportare annualmente più di seicento utenti ora travolgono la capacità di elaborazione disponibile presso l'NRAO e altrove. Il pieno sfruttamento della potenza di VLA e VLBA richiederà nuovo hardware e software che possono essere facilmente condivisi tra gli array e i loro siti utente, l'installazione di piccoli supercomputer e workstation di imaging presso il centro operativo VLA/VLBA e nei laboratori universitari, e la creazione di interfacce efficaci verso i grandi centri di supercalcolatori per i dati più impegnativi per la CPU.

Il gruppo di esperti riconosce inoltre le interessanti opportunità disponibili negli anni '90 per la ricerca a lunghezze d'onda millimetriche e sub-millimetriche rese possibili dai recenti sviluppi tecnologici in questa regione di recente apertura dello spettro radio, la necessità di sviluppare in modo aggressivo la tecnologia necessaria per la futura strumentazione a millimetri e lunghezze d'onda inferiori al millimetro e la necessità di mantenere ed espandere il pool di scienziati esperti in lunghezze d'onda millimetriche. Il radiotelescopio Haystack aggiornato e il nuovo Green Bank Telescope forniranno nuove e potenti opportunità a lunghezze d'onda millimetriche più lunghe, mentre i telescopi submillimetrici Caltech e MPI-Arizona continueranno ad avere capacità uniche, anche dopo il completamento dell'MMA.

I radiotelescopi millimetrici e submillimetrici esistenti e soprattutto gli interferometri a lunghezza d'onda millimetrica devono essere ampliati e potenziati, occorre sviluppare una strumentazione basata sulla tecnologia più avanzata per queste strutture, fornire un supporto adeguato per il loro funzionamento e mettere a disposizione risorse aggiuntive per rendere questi strumenti accessibili a un ampio gruppo di scienziati indipendentemente dalla loro appartenenza istituzionale.

Progetti già in corso:

All'inizio degli anni '90 sono già in corso cinque importanti progetti di radioastronomia. Il tempestivo completamento di questi strumenti e la disponibilità di fondi adeguati per il loro funzionamento offriranno enormi miglioramenti nella risoluzione angolare, nella sensibilità e nella copertura di frequenza rispetto ai radiotelescopi attualmente esistenti e garantiranno la vitalità della radioastronomia statunitense durante il decennio degli anni '90.

Array di base molto lungo: Il VLBA è un nuovo importante strumento per gli utenti di sintesi di apertura sotto forma di un array transcontinentale di 10 elementi in grado di eseguire immagini a livello di sub-milliarcsecondo. La costruzione del VLBA ha ricevuto la massima priorità per i nuovi principali strumenti a terra nell'Astronomy Survey Committee del 1982 e il progetto ha ricevuto finanziamenti iniziali nel 1984. Il finanziamento annuale a un livello molto più basso di quanto originariamente previsto ha esteso il tempo di costruzione da quattro anni a quasi un decennio. Le prime antenne dell'array sono complete. Ulteriori elementi saranno completati a un ritmo da due a tre all'anno, ma potrebbero non essere completamente utilizzati a causa dei fondi operativi limitati. La data prevista per il completamento dell'intera schiera è ora il 1992, cinque anni dopo rispetto a quanto originariamente previsto.

Aggiornamento Arecibo: Il radiotelescopio di Arecibo da 1000 piedi ha di gran lunga la più grande area di raccolta di qualsiasi impianto di lunghezza d'onda di centimetro nel mondo. I principali miglioramenti attualmente in corso forniranno un miglioramento significativo di quasi tutte le capacità del telescopio per l'astronomia radio e radar e per la ricerca atmosferica. Attualmente l'aberrazione sferica dello specchio primario del telescopio viene corretta utilizzando line feed con larghezze di banda intrinsecamente strette. Le idee geniali alla base di un sistema di alimentazione gregoriano a banda larga per Arecibo sono state discusse per la prima volta un decennio fa. Molti dettagli di un progetto pratico sono stati elaborati negli anni successivi e il concetto è stato dimostrato con una modellazione computerizzata fisico-ottica dettagliata. Un sistema di alimentazione "mini-gregoriano" ridotto è stato messo in funzione nel 1989. I test hanno dimostrato che questo sistema illumina in modo efficiente una porzione di 350 piedi del riflettore di Arecibo e si comporta in ogni modo come previsto. Finanziamento per il progetto di aggiornamento completo , che migliorerà la sensibilità di un fattore da 3 a 40 e sarà diviso tra NSF e NASA.Il completamento è previsto nel 1993. Il telescopio potenziato avrà una copertura di frequenza continua tra 0,3 e 8 GHz, con una sensibilità istantanea senza precedenti.

Telescopio Green Bank Green: La costruzione di un radiotelescopio grande, completamente orientabile e ad apertura piena è stata approvata essenzialmente da ogni revisione delle esigenze della radioastronomia statunitense. L'Astronomy Survey Committee Radio Panel del 1982 raccomandò uno strumento nella classe dei 100 metri che avrebbe funzionato a lunghezze d'onda di almeno un centimetro come una priorità importante per gli anni '80.Dopo il crollo dell'antenna di 300 piedi di Green Bank alla fine del 1988, la NRAO ha accelerato il suo studio di progettazione per uno strumento ad apertura piena e completamente orientabile. Il GBT è stato progettato con un nuovo sistema di supporto dell'alimentazione ad "apertura chiara" per ridurre l'effetto di segnali indesiderati e ottiche attive per consentire l'uso a lunghezze d'onda di almeno 7 mm e possibilmente anche a lunghezze d'onda più corte. Uno stanziamento speciale del Congresso ha messo a disposizione di NSF fondi per la costruzione del GBT, che dovrebbe essere operativo entro il 1995.

Il telescopio submillimetrico (SMT): L'Osservatorio Steward dell'Università dell'Arizona e il Max Planck Institut fur Radioastronomie, FRG, stanno costruendo un radiotelescopio di precisione del diametro di 10 metri da posizionare a un'altitudine di 3180 metri (10.425 piedi) sul monte. Graham 120 miglia a nord-est di Tucson. L'SMT utilizzerà plastica rinforzata con fibra di carbonio per ottenere una precisione superficiale complessiva di 15 micron. Quando sarà completato nel 1992, sarà il più grande telescopio con buone prestazioni a lunghezze d'onda inferiori a 350 micron. I fondi per la costruzione e il funzionamento dell'SMT vengono forniti principalmente dall'MPIfR e dall'Università dell'Arizona.

Array di lunghezza d'onda submillimetrica: L'Osservatorio Astrofisico Smithsonian sta costruendo il primo array sub-millimetrico al mondo, che consisterà di almeno sei antenne, ciascuna di sei metri di diametro, operanti principalmente a lunghezze d'onda comprese tra 0,3 e 1,4 mm. L'array visualizzerà il continuum e l'emissione della linea spettrale da protostelle, nuclei galattici e oggetti del sistema solare con una risoluzione angolare compresa tra 0,1 e 10 secondi d'arco. La sensibilità rms alla lunghezza d'onda di 0,3 mm (la banda operativa più corta e più difficile) per un tempo di integrazione di 8 ore, risoluzione della velocità di 1 km/sec e risoluzione angolare di 1 secondo d'arco dovrebbe essere di circa 4 K. La sensibilità al continuo l'emissione per lo stesso tempo di integrazione sarà di circa 80 mJy.

Le osservazioni submillimetriche sono particolarmente sensibili all'emissione termica da gas e polvere, con temperature nell'intervallo da 10 K a 100 K. La potente combinazione di spettroscopia ad alta risoluzione angolare e spettrale offre la prospettiva di rilevare e studiare i moti gravitazionali nel gas intorno formazione di stelle, struttura e moti dei dischi protostellari e deflussi molecolari. L'array sarà unico anche nell'imaging ad alta risoluzione di linee di carbonio neutre a 0,37 e 0,61 mm di lunghezza d'onda. Queste linee, che non hanno

componenti di lunghezza d'onda millimetrica, possono rivelare condizioni fisiche estremamente vicine a una stella calda in cui le linee molecolari sono assenti a causa della fotodissociazione. L'emissione dal carbonio e le righe del monossido di carbonio eccitato forniranno nuovi strumenti per sondare la struttura a spirale delle galassie. Le misurazioni submillimetriche di quasar e AGN aiuteranno a distinguere i meccanismi di radiazione di oggetti radio-silenziosi e radio-rumori. Le osservazioni della linea molecolare di pianeti e satelliti forniranno una nuova comprensione della chimica planetaria e del tempo.

La progettazione e lo sviluppo dell'array submillimetrico sono in corso dal 1987. Si stanno valutando i siti su Mauna Kea e Mount Graham. L'attuale programma prevede il completamento dell'array entro il 1996. I fondi per la costruzione e il funzionamento provengono dallo Smithsonian Institution. La matrice sarà disponibile per tutti gli scienziati qualificati sulla base di proposte sottoposte a revisione paritaria.

Programmi a lungo raggio e sviluppi tecnologici

La radioastronomia è storicamente avanzata man mano che la tecnologia è stata sviluppata per misurazioni a lunghezze d'onda più corte, con maggiore risoluzione o con maggiore sensibilità. La nostra attuale frontiera per le nuove lunghezze d'onda è nel sub-millimetro, verso il lontano infrarosso. Il rumore quantico fermerà questa progressione a circa dieci micron. Sebbene la radioastronomia sia ben sviluppata a lunghezze d'onda superiori a un millimetro, prevediamo progressi significativi a tutte le lunghezze d'onda nel prossimo decennio.

A lunghezze d'onda centimetriche e maggiori, i migliori ricevitori si stanno avvicinando al limite del rumore quantico o sono così buoni che altre fonti di rumore nel sistema ridurranno l'aumento della sensibilità derivante da ulteriori guadagni. Gli amplificatori HEMT raffreddati saranno probabilmente il tipo di ricevitore dominante e consentono larghezze di banda molto più grandi di quelle comunemente utilizzate ora. L'elettronica ad alte prestazioni per i backend consentirà di utilizzare queste maggiori larghezze di banda per migliorare la sensibilità per le osservazioni continue.

Anche se i miglioramenti nei singoli ricevitori non saranno grandi, il potenziale miglioramento della velocità da più ricevitori in array sul piano focale aumenta direttamente con il numero di ricevitori. Amplificatori HEMT economici e piccoli, possibilmente integrati in array, combinati con backend meno costosi renderanno pratici i sistemi multifeed. I primi array sul piano focale hanno utilizzato più trombe di alimentazione convenzionali e quindi hanno una spaziatura di diverse larghezze di fascio tra i fasci. Questo approccio è applicabile a immagini di grandi aree, ma sembra possibile anche la sovrapposizione di fasci che campionano completamente il piano focale.

Sebbene la tecnologia dei ricevitori a lunghezze d'onda millimetriche si avvicini al limite del rumore quantistico, c'è molto spazio per miglioramenti. I ricevitori SIS rientrano in un fattore cinque del limite quantistico, ma saranno necessari ulteriori sviluppi per raggiungere questo livello di prestazioni sull'intera banda millimetrica e sub-millimetrica. Le giunzioni di niobio funzionano bene a lunghezze d'onda fino ad almeno 1 mm, ma il materiale superconduttore a temperatura più elevata come il nitruro di niobio sarà migliore a lunghezze d'onda più corte. Sono necessari frigoriferi migliori per rendere questi ricevitori affidabili e poco costosi da utilizzare. I bolometri saranno i radiometri di scelta per le osservazioni in continuo ad apertura singola.

I più significativi progressi recenti nelle antenne si vedono nella progettazione del GBT che avrà un'apertura sbloccata resa possibile con l'uso della moderna analisi strutturale. L'apertura sbloccata risulterà in un basso assorbimento al suolo che ridurrà significativamente le temperature del sistema a frequenze più basse e lobi laterali bassi che consentiranno misurazioni più accurate della distribuzione dell'idrogeno neutro galattico. Il GBT avrà anche pannelli di superficie sufficientemente precisi per lunghezze d'onda millimetriche e regolazioni controllabili a distanza per i pannelli. Se è possibile sviluppare una metrologia adatta per il controllo attivo della superficie, sarà possibile operare a una lunghezza d'onda di 2,6 mm in condizioni meteorologiche favorevoli.

I materiali compositi realizzati in plastica rinforzata con fibra di carbonio hanno rivoluzionato il design delle antenne submillimetriche. Sono stati inoltre sviluppati metodi economici per fabbricare pannelli di alluminio accurati, in modo che a lunghezze d'onda millimetriche sia necessario ottenere un compromesso tra costi e prestazioni. L'uso del controllo attivo della superficie può consentire la costruzione di un'antenna molto grande per il funzionamento a onde millimetriche. Per gran parte della banda sub-millimetrica, è necessario operare al di sopra dell'atmosfera terrestre in un aeroplano, su un pallone o nello spazio.

Strutture informatiche avanzate: La capacità dei computer continua a crescere rapidamente e il loro costo continua a diminuire. Gli standard in evoluzione riducono la difficoltà di condivisione del software e la crescita del networking consentirà un rapido accesso alle immagini, scambi più semplici con i collaboratori e un'osservazione remota molto più efficace. Nuove tipologie di software renderanno più semplice la ricerca di immagini e l'accesso alle informazioni da siti remoti e il funzionamento dell'osservatorio più automatico. Negli anni '90, i radioastronomi dipenderanno più che mai da computer ad alte prestazioni per realizzare tutte le capacità dei loro telescopi. Ciò è particolarmente vero negli studi sui radar planetari, nella ricerca sulle pulsar e nelle immagini di sintesi in cui i computer forniscono l'"ottica adattiva" necessaria per formare immagini corrette in presenza di effetti corruttori dell'atmosfera terrestre. Durante l'ultimo decennio, le esigenze informatiche dell'imaging radioastronomico sono cresciute a causa dei grandi volumi di dati provenienti dai telescopi array e dai feed array a piatto singolo quando utilizzati per la spettroscopia. Inoltre, il trattamento dei dati necessario per estrarre tutte le

le informazioni provenienti dai segnali in arrivo in presenza di fluttuazioni atmosferiche e strumentali sono molto impegnative per la CPU e una risposta rapida è essenziale per molte applicazioni.

I progressi nella radioastronomia dipenderanno in modo altrettanto critico dall'elaborazione interattiva veloce e ad alto volume di dati quanto dall'elettronica a basso rumore o dal design avanzato dell'antenna. Per poter sfruttare appieno il potenziale scientifico dei cospicui investimenti del Paese in radiotelescopi, e rimanere competitivi con i moderni sistemi informatici sempre più diffusi in altri Paesi, è importante mettere a disposizione dei nostri osservatori nazionali un'ampia gamma di sistemi informatici avanzati e nei nostri laboratori universitari.

La potenza di calcolo più adatta all'analisi di diversi tipi di osservazioni interferometriche copre un intervallo enorme. I progetti continui VLA e VLBA più semplici possono essere elaborati utilizzando workstation economiche, ma la maggior parte dei progetti VLA viene gestita al meglio da macchine con l'interattività e le prestazioni fornite da "piccoli supercomputer" o workstation ad alte prestazioni. Alcuni progetti di spettroscopia e imaging ad ampio campo richiedono ancora i più grandi supercomputer disponibili. Nessuna posizione, o anche tipo di posizione (osservatorio, dipartimento universitario o centro di calcolo), è appropriata per tutti i dati VLA, VLBA e interferometro millimetrico. Le ampie larghezze di banda previste per la rete informatica nazionale negli anni '90 renderanno più semplice la condivisione di risorse quali software, basi di dati e cicli di elaborazione tra gli array e la loro comunità di utenti. Ciò sfrutterà i vantaggi unici di workstation, piccoli supercomputer e grandi supercomputer per utilizzarli in modo efficiente per diversi tipi di elaborazione dei dati VLA, VLBA e interferometro millimetrico.

Astronomia della lunghezza d'onda del metro: Sebbene la radioastronomia sia iniziata a lunghezze d'onda del metro, il potenziale scientifico delle bande di lunghezze d'onda lunghe è stato a malapena sfruttato, in gran parte a causa della difficoltà di ottenere una risoluzione adeguata e delle distorsioni introdotte dalla ionosfera terrestre. È necessaria una risoluzione migliore alle lunghezze d'onda del metro e del decametro per studiare l'emissione radio galattica non termica, la distribuzione del gas ionizzato diffuso nella Galassia, l'alone galattico, il plasma interstellare tramite la dispersione e la rifrazione di sorgenti extragalattiche, l'emissione di pulsar, "sorgenti radio dovute a processi di sincrotrone di lunga durata in supernovae galattiche, radiogalassie e quasar, ed emissione non termica dal Sole e dai pianeti.

Nonostante queste entusiasmanti opportunità scientifiche, negli ultimi due o tre decenni la radioastronomia con lunghezze d'onda del metro è stata al di fuori della corrente principale della ricerca astronomica. Molto più impegno si è concentrato sulla ricerca sulle lunghezze d'onda centimetriche e millimetriche dove è più facile sfruttare i progressi tecnologici per ottenere una buona sensibilità e risoluzione. Per una serie di ragioni, la situazione ora sta cambiando. Ora abbiamo una ragionevole comprensione di come correggere le irregolarità di propagazione nella ionosfera, il VLSI digitale e i computer moderni rendono fattibili le tecniche di mappatura di grandi array, le tecniche di reiezione delle interferenze stanno iniziando ad essere efficaci e la trasmissione di dati su molti chilometri è ora più economica e più affidabile rispetto al passato.

È in fase di sviluppo un sistema di ricezione della lunghezza d'onda di 4 m per il VLA e dovrebbe essere operativo in tempo per il prossimo minimo di macchie solari a metà degli anni '90. Ma è importante iniziare anche adesso a sviluppare tecniche e prototipi per un array operante a lunghezze d'onda ancora maggiori, con un'area di raccolta maggiore di 10 5 metri quadrati e una risoluzione migliore di 10 secondi d'arco sia per il lavoro continuo che per riga spettrale. Questo può essere fatto con una combinazione di collaborazione tra università e osservatori nazionali, che favorirà lo sviluppo delle tecniche universitarie e la formazione della prossima generazione di costruttori di telescopi a livello di laurea e post-dottorato.

Per visualizzare meglio l'ampia gamma di fenomeni che si osservano a lunghezze d'onda radio lunghe, le risoluzioni devono essere migliorate in modo che siano confrontabili con quelle del VLA a lunghezze d'onda centimetriche. Ciò significherà stabilire un programma di radioastrofisica spaziale durante il prossimo decennio che porterà alla creazione di un array spaziale a bassa frequenza, un array di sintesi di lunghezze d'onda di ettometri a volo libero per immagini ad alta risoluzione che operano al di sotto della frequenza di taglio ionosferica.

Opportunità lunari: Il gruppo di esperti riconosce che nei prossimi decenni gli obiettivi nazionali potrebbero portare a un'ampia esplorazione e colonizzazione della superficie lunare. Ciò potrebbe creare interessanti opportunità per costruire radiotelescopi di dimensioni molto grandi. Dalla superficie lunare sarà possibile osservare a frequenze molto basse dove la ionosfera terrestre introduce distorsioni crescenti così come a frequenze molto alte dove l'atmosfera terrestre diventa opaca. Il lato nascosto della luna, che è protetto dalle interferenze provocate dall'uomo, è un sito particolarmente attraente per la radioastronomia a bassa frequenza. Un uso particolarmente importante del lato opposto lunare sarà come base per osservazioni SETI prive di interferenze. Notiamo con angoscia, tuttavia, che gli orbiter lunari e le attività umane, compresa la ricerca radioastronomica, sul lato opposto della luna, potrebbero generare la propria RFI dai dispositivi di telecomunicazione e di elaborazione. In questo decennio devono essere adottati accordi internazionali per proteggere il lato nascosto della luna per la ricerca scientifica.

La radioastronomia lunare sarà molto costosa per gli standard normali e probabilmente non potrà essere giustificata nei prossimi decenni rispetto ai requisiti a terra. Ma se il Paese si impegna

ad una presenza importante sulla luna per altri motivi, allora ci saranno interessanti opportunità di fare radioastronomia, prima dal lato vicino e poi dal lato lontano, che altrimenti non sarebbe possibile.

Astronomia submillimetrica dallo spazio: La NASA sta discutendo del Large Deployable Reflector, un futuro telescopio spaziale per lunghezze d'onda submillimetriche e del lontano infrarosso, che sta supportando lo sviluppo della tecnologia dei riflettori e dei rivelatori. Per completare con successo questo progetto innovativo e difficile, la NASA richiederà l'accesso alla tecnologia più avanzata al mondo. Molti degli sviluppi necessari sono in corso nelle università e in altri laboratori nazionali non NASA in tutto il paese. Il Radio Astronomy Panel esorta la NASA a sostenere il lavoro in questi laboratori sia a beneficio del programma LDR sia per il beneficio derivato dalla radioastronomia terrestre millimetrica e sub-millimetrica. Il gruppo di esperti riconosce inoltre la necessità della missione submillimetrica moderata (SMMM) per un'esplorazione spettroscopica iniziale ad alta risoluzione dell'intera banda submillimetrica delle regioni di formazione stellare e delle galassie lontane come precursore dell'LDR.

Radioastronomia in Antartide: A causa dell'elevata altitudine, del freddo estremo e del basso contenuto di vapore acqueo dell'atmosfera, l'altopiano antartico potrebbe essere il miglior sito sulla Terra per osservazioni astronomiche a lunghezze d'onda infrarosse, submillimetriche e millimetriche. L'Antarctic Sub-millimeter Telescope and Remote Observatory, (ASTRO), un consorzio di AT&T Bell Laboratories, Boston University e University of Illinois, dovrebbe iniziare a far funzionare un telescopio da 1,7 m al Polo Sud verso la fine del 1992. Un un consorzio più grande ha proposto di istituire un importante Centro per la ricerca astrofisica in Antartide (CARA) che includerebbe infine ASTRO, telescopi a infrarossi, un esperimento per misurare l'anisotropia della radiazione cosmica di fondo e un progetto di telescopio avanzato per sviluppare piani dettagliati per un osservatorio permanente con diversi strumenti , possibilmente comprendente un telescopio submillimetrico di 10-30 m. I programmi scientifici includeranno problemi chiave in cosmologia, formazione stellare e fisica e chimica del mezzo interstellare.

Elaborazione del segnale: I segnali Pulsar sono altamente dispersi, rapidamente variabili nel tempo e fortemente modulati in frequenza. In alcuni casi, questi effetti sono un fastidio da rimuovere, o mediati in altri, sono oggetto di indagine. In tutti i casi l'elaborazione sofisticata del segnale deve essere eseguita nell'hardware o nel software, o entrambi. Per svolgere queste indagini, nel corso degli anni sono stati sviluppati speciali processori di segnale basati su banchi di filtri e autocorrelatori. C'è una continua necessità di tali dispositivi che operino con velocità di campionamento più veloci, con una maggiore risoluzione di frequenza e larghezze di banda più ampie. Un tale processore può anche soddisfare le esigenze della spettroscopia, in particolare della spettroscopia dinamica delle radiostelle, e del radar. L'interfaccia con un mezzo di registrazione ad alta velocità e ad alto volume è fondamentale per la ricerca delle pulsar.

A frequenze radio inferiori a circa 1 GHz, la dispersione viene rimossa meglio con tecniche coerenti. Le dispersioni delle pulsar spesso superano i tassi di chirp utilizzati nei radar, quindi i dispositivi commerciali per il de-chirping non sono adeguati per il compito della pulsar. Sforzi di costruzione speciali che utilizzano, ad esempio, tecniche VLSI possono fornire una soluzione a questa esigenza. La ricerca Pulsar può essere eseguita anche mediante elaborazione del segnale in tempo reale poiché le attività di acquisizione e analisi dei dati sono facilmente divise tra i microprocessori in un'architettura parallela o pipeline.

Registrazione VLBI e trasferimento dati: Le osservazioni VLBI sono limitate in sensibilità dalla capacità del supporto di registrazione. Dall'inizio degli anni '70 i registratori a nastro della televisione commerciale sono stati utilizzati per VLBI e durante l'ultimo decennio sono stati ampiamente utilizzati videoregistratori di tipo consumer (VCR) economici e affidabili. Il sistema basato su videoregistratore è economico, flessibile e facilmente disponibile, ma la larghezza di banda è limitata a pochi megahertz, o circa due ordini di grandezza inferiore a quella del VLA attuale. Un sistema di registrazione VLBI a banda larga per studi geodetici basato su un registratore di strumentazione commerciale è stato sviluppato dall'Osservatorio Haystack con il supporto della NASA e sarà utilizzato con modifiche per il VLBA. Ma il sistema di registrazione VLBA è costoso e la larghezza di banda è ancora limitata a circa 100 MHz. Un sistema competitivo è stato sviluppato dalla Sony Corporation per l'utilizzo con la missione spaziale giapponese VLBI, ma presenta le stesse limitazioni del sistema VLBA.

La larghezza di banda del sistema di registrazione VLBA può essere migliorata aggiungendo ulteriori capicorda ai nastri di trasporto esistenti, ma ciò aumenterà ulteriormente i costi di costruzione e funzionamento. Infine, la fibra ottica oi satelliti saranno utilizzati per fornire collegamenti in tempo reale, ovviando così alla necessità di ingombranti trasporti e movimentazione dei nastri, ma questo deve attendere l'installazione commerciale di collegamenti dati a banda larga nazionali e internazionali. Per il prossimo futuro, VLBI dipenderà dal trasporto fisico dei dati registrati al correlatore e sarà importante sviluppare nuove tecniche di registrazione per consentire registrazioni ad alta densità e ampia larghezza di banda che siano affidabili e convenienti.

Interferenze in radiofrequenza: I segnali radio celesti sono straordinariamente deboli, spesso inferiori al centesimo dell'uno percento del rumore del ricevitore interno. Come risultato della rapida crescita nell'uso dello spettro radio, in particolare dai trasmettitori spaziali e aerei, nonché del drammatico aumento della sensibilità del ricevitore nel