La catena di acquisizione di un radiotelescopio

Un radiotelescopio come quello di Noto serve a ricevere onde elettromagnetiche di bassa frequenza note come onde radio. Questo tipo di radiazione viene emessa da diversi oggetti astronomici (stelle attive, radiogalassie, quasar: un elenco più dettagliato di oggetti astronomici che emettono nella banda radio li trovate in L’astronomia nella banda radio) che possono essere studiati per capirne i meccanismi. 

La ricezione e registrazione, in una parola l’acquisizione, delle onde radio viene realizzata attraverso un sistema piuttosto complesso che noi chiamiamo catena di acquisizione. Si tratta di una serie di strumenti che servono a raccogliere, amplificare, suddividere e registrare il segnale proveniente da un oggetto astronomico. 

Il primo elemento della catena è chiamato front-end, ed è la parte sensibile alle onde radio, la strumentazione che trasforma il segnale ricevuto sotto forma di fotoni in segnale elettrico, amplificabile e leggibile da altri strumenti. Quindi, attraverso un sistema di convertitori che trasformano il segnale analogico elettrico in ottico, il segnale viene trasferito al secondo stadio, il distributore IF, dopo che il segnale è stato riconvertito in analogico alla fine della fibra ottica. Dal distributore il segnale viene inviato ai diversi back-end, alcuni dei quali in dotazione permanente alla Stazione Radioastronomica di Noto, altri che lo saranno in futuro o che potranno essere montati in Stazione  dai ricercatori che li hanno sviluppati perché  necessitano di un tipo particolare di osservazione. 

Infine i dati vengono registrati dal recorder, anche questo dipendente dal tipo di dato che si intende registrare e dal back-end utilizzato.  

 

 

Front-end

Una radiazione elettromagnetica radio (vedi La radiazione elettromagnetica e Le onde radio per dettagli) emessa da un oggetto astronomico viaggia per tempi che possono andare da pochi minuti fino a diversi miliardi di anni e quando arriva qui, è il front-end l’elemento della catena di acquisizione che incontra per primo. Il primo strumento che “vede” un fotone radio è l’horn, una struttura metallica costruita in modo particolare, come nelle fig. 1a e 1b

Fig.1a

Fig.1b

Un horn è fatto generalmente in alluminio, un materiale conduttore, perché deve entrare “in relazione” con l’onda elettromagnetica. Una struttura che consente all’onda elettromagnetica di propagarsi al suo interno con il minimo di perdite è chiamata guida d’onda. In fig. 2 vedete una sezione di un horn. La forma conica e la corrugazione, ossia le “lamelle” che vedete nella figura, servono ad offrire la minor resistenza possibile alla propagazione dell’onda lungo l’horn, perché la radiazione possa essere condotta con la minor perdita possibile fino alla parte veramente sensibile del front-end.  Esse hanno strettamente a che fare con la lunghezza d’onda (λ) della radiazione ricevuta: la profondità della corrugazione deve essere intorno a ¼ della lunghezza d’onda della radiazione che si intende raccogliere e la distanza tra le lamelle deve essere circa ⅓ λ.

Fig. 2

Quindi ogni frequenza che vogliamo ricevere ha bisogno di un horn costruttivamente diverso o di tipi particolari di horn che siano in grado di ricevere ampie gamme di frequenza.

Ma perché l’horn ha questa forma conica? Il motivo risiede in ciò che raccoglie la radiazione per il feed, ossia il radiotelescopio. La radiazione elettromagnetica radio viene raccolta e convogliata dal radiotelescopio in un fascio di forma conica e per essere sicuri di non perdere niente della radiazione raccolta lo specchio affacciato all’horn deve essere tutto visibile dalla base dell’horn, o come si dice, l’horn deve illuminare lo specchio. Per maggiori dettagli andate su Il radiotelescopio.

La radiazione viene così convogliata dalla guida d’onda all’ingresso del ricevitore fino alle parti veramente sensibili dello strumento, che assorbiranno l’energia della radiazione trasformandola in una corrente elettrica. 

Consideriamo che gli elettroni dentro il metallo siano liberi di muoversi e quindi lo facciano in ogni direzione possibile dentro la barra metallica. Una volta che la radiazione viene convogliata dall’horn verso le barre sensibili, gli elettroni nelle barre metalliche iniziano a “sentire” l’effetto del campo elettrico dell’onda. Il campo elettrico ha una direzione che per convenzione è data dalla direzione in cui andrebbe un elettrone se venisse sottoposto ad esso. Considerando ad esempio la figura 3, un’onda elettromagnetica viaggia da sinistra a destra, entrando in contatto con la barra metallica rappresentata dalla riga verticale rossa.

Il campo elettrico è diretto verso il basso o verso l’alto  seguendo la direzione del campo dell’onda incidente. Si otterrà quindi entro la barra una corrente che per un tempo brevissimo è diretta in un senso e per un uguale breve tempo in senso opposto, seguendo la frequenza dell’onda elettromagnetica. Un’onda radio ha una frequenza che va da un centinaio di MHz fino a quasi un migliaio di GHz, ossia oscilla da circa cento milioni a mille miliardi di volte al secondo. Allo stesso modo la corrente registrata cambierà direzione lo stesso numero di volte al secondo.

Un’onda elettromagnetica è caratterizzata da una proprietà chiamata polarizzazione, che dipende da come è stata emessa dalla sorgente astronomica. Per dettagli su questa caratteristica potete andare su Polarizzazione di un’onda elettromagnetica.

Per studiare questa caratteristica della radiazione suddividiamo il segnale in due parti, due polarizzazioni appunto, i cui segnali possono essere poi combinati per dare informazioni ulteriori sui fenomeni che hanno prodotto quella radiazione.  

Fig. 3

Le parti sensibili di un front-end possono essere  di due tipi, ciascuno dei quali serve a separare le due polarizzazioni dell’onda incidente e a registrarle separatamente.

Una possibilità è l’antenna elicoidale, come in figura 4.

Una antenna elicoidale riceve l’onda polarizzata circolarmente (vedi  Polarizzazione di un’onda elettromagnetica) in una direzione di rotazione. Ha la forma di una molla e la direzione di rotazione dell’antenna decide quale polarizzazione riceverà: facendo scorrere un dito lungo l’antenna a partire dal lato esposto all’onda elettromagnetica, se il dito ruota in direzione oraria l’antenna riceve onde elettromagnetiche polarizzate circolari destre, mentre se si avvita in senso antiorario potrà ricevere onde polarizzate circolari sinistre.  L’onda incidente viene quindi suddivisa in due onde polarizzate circolarmente a destra e a sinistra.

Il sistema più diffuso di antenna è costituito da due barre metalliche perpendicolari tra loro poste alla fine dell’horn e di traverso rispetto al suo asse, (figure n.5 e 6) o da una barra posta al termine di ciascun estremo di un divisore di fascio, chiamato ortomodo, che suddivide l’onda in due polarizzazioni lineari, una perpendicolare all’altra. (figure n.7 e 8). Vedremo nella sezione successiva come si utilizzano queste due polarizzazioni lineari.

Fig.4

Fig. 5

Fig. 6

Fig. 7

Fig. 8

Il front-end segue poi uno schema chiamato supereterodina che ha uno scopo importante per la ricezione in generale delle trasmissioni radio e in particolare delle onde radio provenienti da oggetti astronomici. 

Quando si vuole ricevere un segnale radio si deve selezionare la frequenza alla quale vogliamo riceverlo. Supponiamo di voler esaminare l’emissione radio di una radiogalassia alla frequenza di 1.6 GHz. Si dice che la frequenza di cielo o Radio Frequency (RF) a cui vogliamo osservare è, appunto, 1.6 GHz. È importante stabilire a quale frequenza vogliamo osservare per molti motivi, che potrete trovare nella sezione Osservare nella banda radio. Per selezionare solo l’emissione a questa frequenza dobbiamo avere un filtro che faccia passare solo una banda, ossia un intervallo di frequenze, intorno  alla frequenza di 1.6 GHz e dobbiamo avere uno strumento che legga la potenza entro la banda. Ma se poi vogliamo osservare lo stesso oggetto ad un’altra frequenza di cielo, diciamo a 22 GHz, oltre all’horn come abbiamo già visto, dovremo cambiare sia il filtro che lo strumento di lettura, perché per filtrare e leggere la potenza a due frequenze diverse servono strumenti costruiti diversamente. Il sistema supereterodina ci consente di utilizzare un solo strumento come filtro e lettura perché il segnale raccolto dall’antenna, quale che sia la sua frequenza, viene convertito in un segnale ad una frequenza chiamata Frequenza Intermedia (IF). Come si può vedere in fig. 9, il segnale raccolto dall’antenna viene fatto passare attraverso un mixer e combinato con un segnale prodotto da uno strumento chiamato oscillatore locale (LO). 

La frequenza dell’oscillatore locale può cambiare in relazione alla frequenza che osserviamo. Quindi se ad esempio desideriamo una IF di 1 GHz dovremo sottrarre 0.6 GHz alla frequenza di 1.6 GHz e 21 GHz a quella di 22 GHz. In entrambi i casi la frequenza di cielo si sottrae all’oscillatore locale: per la prima frequenza l’oscillatore locale sarà di 0.6 GHz mentre per la seconda il valore sarà 21 GHz. In entrambi i casi la IF sarà la stessa, 1 GHz, consentendoci di avere sempre lo stesso strumento per il filtraggio e la lettura del segnale. È importante notare che la potenza della radiazione non cambia se cambiamo la sua frequenza, quindi la qualità del segnale non viene alterata.

Un’altra importante ragione per cui era fondamentale il ricevitore supereterodina riguarda il trasferimento del segnale dal ricevitore agli altri strumenti. Fino a una poco più di una decina di anni fa il trasporto avveniva con guide d’onda che hanno molte più perdite alle alte frequenze. Convertire il segnale ad una frequenza bassa, tipicamente intorno a 500 MHz, era quindi importante anche per avere la minor perdita possibile di segnale.

In uscita dal mixer il segnale passa adesso attraverso un convertitore ottico che lo trasforma in un segnale trasmissibile via fibra ottica, che presenta perdite assolutamente trascurabili. Quindi viene portato nella sala controllo del radiotelescopio dove passerà attraverso il distributore IF.  

Fig. 9

Distributore IF

Una volta che il segnale è stato “mixato” e la sua frequenza è stata convertita in frequenza intermedia, viene trasferito via fibra ottica nella sala controllo che sta alla base del radiotelescopio. Qui un distributore di frequenza intermedia (Intermediate Frequency, IF) provvede a smistare il segnale verso la strumentazione che dovrà essere adoperata per l’analisi del segnale. 

Il distributore riceve il segnale già convertito in corrente, lo amplifica ulteriormente e lo redirige verso la strumentazione in due linee distinte: le due polarizzazioni circolare destra e circolare sinistra.

Nella sezione Front-end abbiamo visto che la radiazione ricevuta viene suddivisa in due polarizzazioni lineari perpendicolari tra loro, ma abbiamo appena detto che le polarizzazioni vengono registrate come circolare destra e sinistra. L’utilizzo di una polarizzazione circolare (vedi Polarizzazione di un’onda elettromagnetica) ha origine dalla ricezione di una trasmissione radio.

Un’antenna lineare riceve solo una polarizzazione lungo l’antenna, quindi in caso la polarizzazione della trasmissione e la direzione dell’antenna non corrispondano ci sarebbero problemi di ricezione. Se l’onda trasmessa ha una polarizzazione circolare, diversi milioni di volte al secondo il campo elettrico dell’onda si troverà parallelo all’antenna di ricezione. È per questo che nelle trasmissioni radio si usa sempre un’onda polarizzata circolarmente. 

 

Come abbiamo visto, però, i ricevitori radioastronomici registrano le due polarizzazioni lineari perpendicolari tra loro. Come facciamo a ricostruire una polarizzazione circolare da due lineari?

Per capirlo possiamo guardare la fig. 10. 

In essa si nota come una traiettoria circolare possa essere composta da due movimenti lineari. L’asse verticale coincide con il movimento oscillante di una sferetta, quella rossa, mentre l’asse orizzontale è quello lungo cui oscilla la sferetta blu. La sferetta verde è il punto in cui si uniscono la retta verticale passante per la sferetta blu e la retta orizzontale passante per la sferetta rossa. Poiché i due movimenti sono sfasati di 90°, ossia quando una sferetta è sullo zero l’altra si trova sempre in uno dei punti di massima distanza sulla sua retta, la composizione delle due oscillazioni da origine ad un cerchio. In particolare, è una polarizzazione circolare destra.  Cambiando lo sfasamento possiamo produrre una polarizzazione circolare sinistra, (fig. 8) o anche un moto ellittico della sferetta verde o un moto lineare (fig. 9 e 10).

Fig. 10

Fig. 11

Fig. 12

Fig. 13

In questo modo combinando i segnali registrati da ciascun polarizzatore lineare possiamo ricostruire le due polarizzazioni destra e sinistra e indirizzarle separatamente.  

Back-end

Il prossimo elemento della catena di acquisizione è il back-end, lo strumento che prepara il segnale perché possa essere registrato. I back-end sono diversi e le loro caratteristiche dipendono dal tipo di osservazione che si intende effettuare. Nella Stazione Radioastronomica di Noto abbiamo attualmente a disposizione due back-end. 

DBBC

Il Digital Base Band Converter (DBBC) è come dice il nome un convertitore di banda base digitale. È cioè uno strumento che acquisisce la banda che viene dai ricevitori attraverso il distributore IF e la converte in digitale. Come abbiamo visto il front-end è già un filtro: seleziona una gamma di frequenze radio dalle quali legge, amplifica e invia al distributore IF l’intensità della radiazione emessa dalla sorgente osservata. L’intervallo delle frequenze trasmesse dal ricevitore è chiamata banda passante del ricevitore. Tutta la banda viene inviata in blocco, ossia l’informazione di quanta radiazione sia stata raccolta per ogni frequenza è tutta insieme nel segnale che arriva dal ricevitore

In sostanza, ciascuna frequenza si sposta nelle guide d’onda e poi nella fibra ottica per suo conto, insieme all’intensità che è proporzionale all’intensità della radiazione che è arrivata sul radiotelescopio dalla sorgente. Il back-end si occupa di suddividere queste informazioni in sotto-bande, intervalli di frequenza la cui larghezza viene stabilita secondo il tipo di osservazione e quello che si vuole ottenere. Lo schema lo si può vedere in fig. 14. Il flusso di dati arriva tramite la fibra ottica attraverso il distributore IF al DBBC; qui la banda viene filtrata in un certo numero di sottobande di frequenza e larghezza decise dagli astronomi che hanno richiesto l’osservazione; infine il formatter presente nel DBBC provvede a creare il flusso ordinato di dati che verranno registrati in sequenza sul supporto magnetico, in modo da poter essere recuperati nello stesso ordine quando verranno utilizzati. 

Fig. 14

Total power

Si tratta di un back-end per registrare l’intensità dell’onda elettromagnetica in una banda molto larga. Questo strumento integra, ossia somma, la potenza che arriva dalla sorgente in una banda entro quella passante che il ricevitore può raccogliere. Questa potenza viene quindi convertita in digitale e può essere registrata come segnale sotto forma di un numero, che può essere convertito in qualunque unità fisica utile agli astronomi. Abbiamo poi due modalità con cui possiamo registrare il dato, che si riferiscono a due modalità di osservazione e quindi di movimentazione dell’antenna. 

La prima è il cross scan, che è una tecnica di osservazione che serve a determinare il flusso di una sorgente mediante passaggi incrociati dell’antenna. L’altro sistema è chiamato on-off  e, intuitivamente, viene effettuato registrando misure sulla sorgente e fuori sorgente, in diverse direzioni.  Di solito queste tecniche di osservazione vengono utilizzate, ad esempio, per lo studio della variabilità di una sorgente nel tempo o per studiarne lo spettro nella banda radio, ossia come varia la luminosità della sorgente al variare della frequenza di osservazione. I dettagli delle due tecniche sono illustrati nella sezione Misure di luminosità.

Il Total Power viene utilizzato anche per le misure relative alla tecnica di mapping, utile ad ottenere una immagine radio. La tecnica viene descritta in dettaglio nella sezione Come fare una foto nella banda radio?.

Recorder

I dati che vengono raccolti con il radiotelescopio devono essere registrati in qualche modo per procedere alla successiva riduzione. Infatti nessun dato di una sorgente astronomica preso con un radiotelescopio può essere adoperato immediatamente ma necessita di operazioni più o meno complesse per renderlo utilizzabile a livello scientifico. 

Cominciamo dalla modalità più semplice, quella che riguarda i dati raccolti attraverso il back-end Total Power. In questo caso i dati sono soltanto intensità legate ad una posizione, quindi la registrazione viene effettuata nello stesso computer che gestisce il puntamento del radiotelescopio e i dati vengono semplicemente annotati in serie in un file di testo. Da questo file programmi appositi potranno ricavare grafici utili a determinare le misure che interessano la ricerca che si sta effettuando. Ad esempio, come è possibile vedere nella sezione Misure di luminosità, possono essere ottenuti grafici delle misurazioni di flusso radio delle sorgenti o si possono effettuare medie dei valori ricavati da ciascuna misura per ottenete stime più accurate. Per i dati ricavati dalle operazioni di mapping i programmi saranno preparati per ricostruire una immagine ad isofote o in falsi colori come descritto nella sezione Come fare una foto nella banda radio?.

Flexbuff

Nel caso si debbano registrare dati interferometrici (vedi la sezione Il problema della risoluzione in radioastronomia) viene adoperato un sistema di registrazione che deve tenere conto delle necessità di tale tecnica di osservazione. Si tratta di un recorder che è un computer in cui gira un programma specifico che riceve i dati già formattati dal DBBC.

I dati provenienti dal DBBC sono già stati contrassegnati con l’informazione temporale data dal maser e quindi vengono predisposti per essere registrati secondo un ordine preciso che sarà lo stesso con cui verranno letti in fase di correlazione, la fase conclusiva dell’osservazione interferometrica (si veda la sezione Il problema della risoluzione in radioastronomia. 

Il Flexbuff (fig. 15) è dotato di una serie di dischi a stato solido, quindi a lettura molto veloce, necessari per trattare rapidamente la mole di dati che viene registrata.

Fig. 15

Lo spazio disco totale è di 400 TByte, che sembra tantissimo ma solo fino a quando non si conosce la velocità di registrazione dei dati. Una Stazione Radioastronomica dello European VLBI Network (vedi la sezione Il problema della risoluzione in radioastronomia), registra regolarmente i dati ad una velocità di 1 Gb/s: significa che viene registrato 1 Gbyte di dati ogni 8 secondi. Inoltre stiamo già passando ad una velocità doppia e si progetta di arrivare a 4 Gb/s, che vorrebbe dire 1 Gbyte registrato ogni 2 secondi. E poiché una osservazione può andare avanti anche per 24 ore quasi consecutive, capite bene che serve una memoria di massa di un certo rilievo. Dal Flexbuff i dati vengono poi prelevati direttamente dal correlatore di Dwingeloo, nei Paesi Bassi, ed elaborato per ottenere il dato finale che potrà essere scaricato dagli astronomi che hanno richiesto l’osservazione. 

Il recorder è la cosa che più si è evoluta negli anni. Il trisnonno del Flexbuff è il videoregistratore, con videocassette come le VHS dei film, in voga fino circa il 2010. (fig. 16a). 

La capienza era decisamente ridotta. Si passò poi ai nastri (fig. 16b), che inizialmente erano enormi ma poco capienti: potevano contenere solo 15 minuti di osservazione ciascuno e dato che la durata delle osservazioni era anche allora di diverse ore era un delirio dover cambiare i nastri quattro volte l’ora, specie di notte. 

La capacità dei nastri crebbe grazie a sistemi più efficienti di registrazione e assottigliamento del nastro, che permetteva di metterne il doppio di metri nella stessa bobina. Si arrivò a contenere circa 500 Gbyte di memoria ciascuno. Si passò quindi a registrare il dato su dischi rigidi come quelli adoperati nei computer, solo sistemati in pacchi da 8 hard disk opportunamente collegati (fig. 16c).

I pacchi-disco venivano inseriti in un computer appositamente costruito (fig. 16d) che provvedeva a registrare il dato in modalità fuzzy, per consentire di salvare le informazioni anche se si fossero guastati due hard disk su otto. Si cominciò con una capienza doppia rispetto ai nastri, si terminò con una capacità di 32 Tbyte per pacco-disco. Come si può notare in tutti questi casi il supporto magnetico di registrazione era rimovibile. Infatti, l’unico sistema in grado di portare efficacemente i dati al correlatore era la posta. Non esisteva una rete sufficiente da permettere il trasferimento di dati via web. Adesso che la Stazione di Noto è connessa via fibra ad una velocità di 10 Gb/s, siamo in grado di trasferire enormi moli di dati in tempi ragionevoli. Questo permette di registrare i dati su supporti non rimovibili dai quali il correlatore li preleva direttamente attraverso la rete.

Fig. 16a

Fig. 16b

Fig. 16c

Fig. 16d