2. Campionamento del piano focale
Una sorgente puntiforme in asse produce al centro del
piano focale una figura di diffrazione. L’intensità del
campo elettromagnetico nel lobo delle figura di
diffrazione principale induce nel feed delle correnti
che sono poi amplificate nel ricevitore…
Una sorgente puntiforme fuori asse produce sul piano
focale una figura di diffrazione fuori centro.
Se
disponessimo di un feed posizionato fuori centro,
potremmo misurare la radiazione proveniente da
questa sorgente fuori asse.
Se potessimo disporre di tanti feed sul piano focale,
potremmo osservare tante sorgenti con una singola
osservazione, senza cioè dovere “spazzolare” la
regione di cielo con tanti puntamenti adiacenti
Feed al centro del piano focale
Feed fuori centro
f/0.4
f/1.2
Da un punto di vista puramente geometrico, una focale corta
offre un campo di vista più largo, ma…
Deformazione di coma  (D/F)2×
Deformazione di coma  (D/F)2×
Deformazione di coma  (D/F)2×
Siccome la deformazione di coma aumenta come (D/F)2 x , il
campo di vista non distorto è molto più ampio con focali lunghe
ma…
1 mt sul piano focale
3 mt sul piano focale !!
Come scegliere la focale ottimale ?
Focale corta (fuoco primario)
Vantaggi:
Svantaggi:
Feed piccoli
Poco bloccaggio
Distorsione di coma
Spillover
Focale lunga
(fuoco secondario)
Vantaggi:
Poca deformazione
Poco spillover
Svantaggi:
Feed di grandi dimensioni
Bloccaggio significativo
Un esempio moderno:
I ricevitori “multibeam”
Parkes 64 mt dish
f/0.4
 = 21 cm
Riassumendo:
• il limite intrinseco della scarsa risoluzione angolare è risolto
brillantemente con l’interferometria e la sintesi d’apertura
•Il limite intrinseco della difficoltà di campionare il piano
focale può essere risolto con l’uso dei ricevitori multibeam
3. Cambio di frequenza
• L’intervallo di frequenza della banda radio è molto ampio
• Occorrono diversi ricevitori
• Occorre un cambio rapido
Requisiti per un radiotelescopio
versatile, di concezione moderna
• Strumentazione VLBI
• Varie posizioni focali
• Larga banda (0.3 – 100 GHz)
• Cambio ricevitori automatico
Schema ottico di S R T
F1
f/0.37
0.3 – 1.5 GHz
F2
f/2.3
5.0 – 100 GHz
F3
f/1.3
1.5 – 35 GHz
F4
f/2.8
1.5 – 35 GHz
La superficie attiva consente ottime prestazioni fino a100 GHz (3 mm)
1008 panelli
Solo due radiotelescopi al mondo usano la superficie attiva
GBT 100 mt (USA)
Noto 32 mt (Italy)
Sistema di controllo della temperatura in SRT
TEMPERATURE SENSORS (2)
ON TYPE 1 TRUSS TYPE
Temperature
Sensor
VERTEX
Temperature
Sensor
ELEVATION AXIS
Disposizione dei sensori di pressione
V1
L8
C1
G1
Sistema di controllo della superficie attiva tramite l’uso di un
modello meccanico agli elementi finiti
•Dati di temperatura in tempo reale
•Dati di pressione in tempo reale
•Dati di puntamento dell’antenna
12345
Z
Attuatori meccanici superficie attiva
X
Modello meccanico di SRT
Y
Tabelle di correzione
Il progetto prevede anche l’uso di sistemi
laser per il controllo della struttura
Impianti radioastronomici del futuro
400 km
LOFAR
The Low Frequency Array
• 100 Stazioni (10-240 MHz) su un’area di 400
km di diametro
• 100 antenne per stazione
• Multibeam simultanei
• Conversione A/D: 20 Tbits/sec
ALMA
Atacama Large Millimetre Array
• 64 antenne da 12mt
• Baseline fino a 10 km
• 70  900 GHz
SKA
The Square Kilometre Array