Spettri @ 1420 MHz

Analisi nel dominio della frequenza: profilo della riga HI.
Radiotelescopio sperimentale per misure a 1420 MHz della riga HI.
Radiotelescopio sperimentale per misure a 1420 MHz della riga HI.
Esperimenti con un radio-spettrometro

La riga a 21 centimetri (Riga HI, con frequenza di riposo 1420.40575 MHz), dovuta all’emissione quasi monocromatica dell’idrogeno “freddo” che popola gli spazi interstellari, è stata prevista teoricamente da Van De Hulst nel 1944 e scoperta da H. I. Ewen e E. M. Purcell nel 1951 durante una scansione della Via Lattea. Questo evento ha rappresentato il primo successo autonomo della radioastronomia: grazie ai radiotelescopi è stato possibile determinare la struttura a spirale della Galassia. Da allora sono state scoperte molte molecole complesse, anche organiche (vedi tabella seguente).

Frequenze radio riservate, utilizzate per osservazioni spettrali delle righe di emissione molecolare
Frequenze radio riservate, utilizzate per osservazioni spettrali delle righe di emissione molecolare (ITU-R_RA.314-10, 2003).

Utilizzando i radio-spettrometri è possibile determinare con precisione il profilo della riga in funzione della frequenza (che occupa una banda di circa 1 MHz attorno alla frequenza di riposo) e, applicando tecniche doppler all’analisi dei dati, si ottengono importanti informazioni sulla dinamica degli spostamenti delle grandi masse gassose emittenti e sulla loro velocità rispetto all’osservatore: se queste si allontanano dalla Terra, il picco della riga sarà spostato verso frequenze maggiori, se sono in avvicinamento la frequenza sarà minore rispetto al valore del gas a riposo. Data la relativa trasparenza del disco galattico a queste frequenze, studiando come si modifica il profilo della riga nelle varie regioni del cielo e  indagando la distribuzione del gas è possibile determinare indirettamente la struttura, la curva di rotazione e la forma della Galassia. A causa dell’assorbimento dovuto al gas interstellare, queste informazioni non sono ottenibili nel visibile, essendo le osservazioni limitate a una piccola regione vicina al Sistema Solare. L’analisi dell’intensità della riga consente anche di stimare la quantità di idrogeno “vista” dal radiotelescopio.

Lo studio “via radio” della struttura della Galassia è un’attività realizzabile a livello amatoriale. Tuttavia, non è banale tracciare il profilo della riga che descrive come varia l’intensità della radiazione in funzione della frequenza: la temperatura di brillanza delle masse gassose è dell’ordine di 100 K, spesso inferiore alla temperatura di rumore dell’antenna, e sono richiesti, quindi, strumenti sensibili e stabili.

L’antenna e il ricevitore

Le immagini mostrano un radiotelescopio costruito per verificare la fattibilità di questa ricerca a livello amatoriale. Navigando in rete si trovano molti esempi di progetti per lo studio della riga a 21 centimetri. Per le prime prove si è utilizzata un’antenna horn di modeste dimensioni, economica e facilmente realizzabile, mentre l’installazione definitiva prevede l’utilizzo di una grande antenna a riflettore parabolico installata in una località remota non presidiata da operatori.

Il sistema è composto da un’antenna horn costruita con fogli di alluminio (simile a quella descritta in http://www.setileague.org/articles/horn.htm) e sostenuta con un supporto di legno, orientabile manualmente in azimut ed elevazione, assemblato nello stile amatoriale che privilegia l’utilizzo di materiali economici e facilmente disponibili (Fig. 2, Fig. 3 e Fig. 4). Il segnale raccolto dall’antenna è amplificato e filtrato (LNA) per limitare le interferenze locali, successivamente applicato al ricevitore che analizza una porzione della sua banda passante centrata sul valore a riposo della riga dell’idrogeno (1420.40575 MHz).

Radio-spettrometro sperimentale utilizzato per misurare il profilo della riga dell'idrogeno a 21 centimetri.
Ricevitore utilizzato per misurare il profilo della riga dell’idrogeno a 21 centimetri.

Particolari costruttivi dell'antenna horn utilizzata per le prove di ricezione a 1420 MHz.
Particolari costruttivi dell’antenna horn utilizzata per le prime prove di ricezione a 1420 MHz.

Caratteristiche tecniche dell'antenna horn simulate al calcolatore.
Caratteristiche tecniche dell’antenna horn simulate al calcolatore.

Dopo opportune elaborazioni dei dati acquisiti, le registrazioni mostreranno spostamenti doppler del picco massimo del profilo HI rispetto alla frequenza a riposo, indicative del moto relativo delle masse gassose rispetto all’osservatore. Per valutare con precisione la velocità di spostamento, è indispensabile che il ricevitore sia molto stabile in frequenza: un radio-spettrometro deve minimizzare gli errori di misura causati dalle derive proprie del ricevitore e dell’oscillatore locale (se il sistema è a conversione di frequenza). Tale requisito è stato particolarmente curato nel nostro prototipo utilizzando un oscillatore locale di precisione termostabilizzato, agganciato al segnale di riferimento temporale della rete di satelliti GPS tramite un ricevitore ausiliario. Altre caratteristiche importanti sono la sensibilità e la forma della banda passante. Come si vede dallo schema mostrato in Fig. 6, la struttura del ricevitore è a singola conversione di frequenza con mixer in quadratura, e fornisce una coppia di segnali di uscita in quadratura (I & Q) a larga banda (0-20 MHz) e un segnale singolo (I+Q) a banda più stretta (0-10 MHz) dove la reiezione della frequenza immagine è implementata a livello hardware. Nei primi esperimenti si è utilizzata questa uscita.

Il primo test per la strumentazione consiste nell’orientare l’antenna sullo zenit e… aspettare: se l’impianto funziona, dopo le necessarie elaborazioni di media (per incrementare il rapporto segnale/rumore all’uscita de ricevitore, Fig. 7) e di compensazione delle derive in banda del ricevitore, dovrebbe essere visibile il profilo della riga dell’idrogeno. Il livello del segnale sarà minimo quando l’antenna “osserva” una regione del cielo lontana dalla Via Lattea dove è addensato il gas, come si vede dalle registrazioni mostrate in fondo alla pagina.

Questo strumento, facilmente trasportabile e adatto per “misure sul campo” in attività dimostrative rivolte al pubblico, utilizza un’antenna horn e un ricevitore appositamente costruiti. Non si tratta, ovviamente, della migliore soluzione possibile: antenne di maggiori dimensioni come, ad esempio, riflettori parabolici con diametro di circa tre metri, consentiranno una ricezione più agevole dell’emissione “monocromatica” dell’idrogeno e una migliore risoluzione del profilo spettrale.  Un radiotelescopio come questo è utilizzabile, ad esempio, anche in un programma di ascolto  SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) amatoriale.

Struttura del radiotelescopio sperimentale a 1420 MHz.
Struttura del radiotelescopio a 1420 MHz.

Schema a blocchi del radio-spettrometro a 1420 MHz.
Schema a blocchi del ricevitore.

Cattura degli spettri HI a 1420 MHz: spettro istantaneo e spettro medio.

Spettro FFT a 1420 MHz.
Cattura degli spettri da parte del modulo di acquisizione FFT del ricevitore. Nello spettro istantaneo non è riconoscibile il profilo della riga HI: il segnale ricevuto è molto debole ed è necessaria una “robusta” integrazione per migliorare il rapporto segnale/rumore all’uscita del ricevitore. Si noti l’esigua variazione di potenza (<0.5 dBm).

Come si vede dalla precedente figura, l’acquisizione di un singolo spettro istantaneo non evidenzia il profilo della riga HI, immerso nel rumore di fondo. L’unico modo per incrementare il rapporto segnale/rumore è integrare il segnale ricevuto: occorre programmare l’unità di acquisizione in modo che lo spettro risultante sia il valore medio di un sufficiente numero di spettri istantanei acquisiti. Maggiore è il tempo di integrazione (numero di spettri con i quali si calcola la media), più stabile in frequenza deve essere il ricevitore e stazionaria nel dominio della frequenza l’emissione della sorgente. Inoltre, è sempre possibile applicare vari algoritmi di media anche ai campioni di un singolo spettro.

Per ottenere un’accurata rappresentazione del profilo spettrale occorre utilizzare un’antenna con fascio di ricezione stretto (elevato guadagno): avremo uno strumento sensibile e una migliore definizione, dato che saranno rivelabili strutture complesse dovute ai differenti contributi emissivi delle masse gassose intercettate lungo la linea di vista dell’antenna come accade, ad esempio, durante l’osservazione prospettica dei bracci a spirale della Galassia. D’altra parte, più ampio è il campo di vista, meno definito sarà il profilo della riga durante la scansione del cielo, dato che lo strumento raccoglie il contributo radiativo dell’idrogeno ovunque presente, soprattutto attorno al piano della Galassia.

Intensità del profilo della riga spettrale HI quando l'antenna del radiotelescopio "vede" una regione del cielo lontana dal piano della Galassia (ore 15.00 UTC 21.10.2016, località: Senigallia (AN) - Italia - 43.733956 N, 13.1816613 E).
Intensità del profilo della riga spettrale HI quando l’antenna del radiotelescopio “vede” una regione del cielo lontana dal piano della Galassia (ore 15.00 UTC 21.10.2016, località: Senigallia (AN) – Italia – 43.733956 N, 13.1816613 E).

Le seguenti immagini mostrano i profili spettrali del segnale ricevuto, in funzione della velocità relativa della massa di idrogeno rispetto all’osservatore, ottenuti con il nostro radiotelescopio. Si è  orientata l’antenna verso lo zenit, così da intercettare il piano della Galassia nella direzione del Cigno durante il moto apparente della volta celeste e ogni mezz’ora si sono acquisiti gli spettri elaborando i dati in modo da rappresentare la variazione di potenza del profilo (espressa in dBm) rispetto al livello di riferimento del rumore di fondo (baseline). Opportune correzioni sono state applicate per compensare le irregolarità nella risposta in frequenza del ricevitore.

Come si vede, la riga di emissione a 21 cm è osservabile anche quando lo strumento “vede” una regione di cielo lontana dalla Via Lattea, quindi meno ricca di idrogeno. Si registra un significativo incremento nell’intensità del profilo quando la Galassia transita, durante il suo moto apparente, attraverso il lobo di ricezione dell’antenna (regione del Cigno). Sono riportate le stime delle velocità radiali, lungo la linea di vista, calcolate rispetto al massimo dello spettro.

 

Spettro HI 1420 MHz Ore 15.30 UTC 21.10.2016, località: Senigallia (AN) - Italia - 43.733956 N, 13.1816613 E.
Ore 15.30 UTC 21.10.2016, località: Senigallia (AN) – Italia – 43.733956 N, 13.1816613 E.
Spettro HI Ore 16.00 UTC 21.10.2016, località: Senigallia (AN) - Italia - 43.733956 N, 13.1816613 E.
Ore 16.00 UTC 21.10.2016, località: Senigallia (AN) – Italia – 43.733956 N, 13.1816613 E.
Spettro HI. Osservazione delle ore 16.30 UTC 21.10.2016 (località: Senigallia (AN) - Italia - 43.733956 N, 13.1816613 E): l'intensità della riga HI cresce quando l'antenna "vede" il piano della Galassia.
Osservazione delle ore 16.30 UTC 21.10.2016 (località: Senigallia (AN) – Italia – 43.733956 N, 13.1816613 E): l’intensità della riga HI cresce quando l’antenna “vede” il piano della Galassia.
Spettro HI Ore 17.00 UTC 21.10.2016, località: Senigallia (AN) - Italia - 43.733956 N, 13.1816613 E.
Ore 17.00 UTC 21.10.2016, località: Senigallia (AN) – Italia – 43.733956 N, 13.1816613 E.
Spettro HI Ore 17.30 UTC 21.10.2016, località: Senigallia (AN) - Italia - 43.733956 N, 13.1816613 E.
Ore 17.30 UTC 21.10.2016, località: Senigallia (AN) – Italia – 43.733956 N, 13.1816613 E.

L’antenna del radiotelescopio è orientata verso il piano della Galassia in direzione del Cigno: l’intensità del profilo della riga HI raggiunge il suo valore massimo. Calcolando l’integrale dello spettro Sh(f) all’interno della banda di misura, si ottiene un valore proporzionale alla quantità di idrogeno presente nella regione osservata dal radiotelescopio.