Asteroide 2012 TC4 - IW6ON - C.I.S.A.R. - Associazione Italiana Radioamatori Giulianova

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Asteroide 2012 TC4

Radioastronomia
 
 


APPUNTI DI RADIOASTRONOMIA
a cura di Giovanni Lorusso IK0ELN
IARA Group, SAIt, SdR Radioastronomia UAI



 
Una pulsar, nome che stava originariamente per sorgente radio pulsante, è una stella di neutroni, nome derivante dal fatto che contiene 20 volte più neutroni che protoni. Nelle prime fasi della sua formazione, in cui ruota molto velocemente, la sua radiazione elettromagnetica in coni ristretti è osservata come impulsi emessi ad intervalli estremamente regolari. Nel caso di pulsar ordinarie, la loro massa è pari a quella del Sole, ma è compressa in un raggio di una decina di chilometri, quindi la loro densità è enorme. Il fascio di onde radio emesso dalla stella è causato dall'azione combinata del campo magnetico e della rotazione. Le pulsar si formano quando una stella esplode come supernova II, mentre le sue regioni interne collassano in una stella di neutroni congelando ed ingigantendo il campo magnetico originario. La velocità di rotazione alla superficie di una pulsar è variabile e dipende dal numero di rotazioni a secondo sul proprio asse e dal suo raggio. Nel caso di pulsar con emissioni a frequenze del kHz la velocità superficiale può arrivare ad essere una frazione significativa della velocità della luce, a velocità di 70.000 km/s.



ASTEROIDE 2012 TC4
 

Ecco un nuovo evento astronomico destinato a interessare da vicino il nostro pianeta: l'Asteroide 2012 TC4 del diametro compreso tra i 15 e i 30 metri e che dovrebbe passare a soli 44.mila chilometri dalla Terra il prossimo 12 ottobre. Già scoperto dal 2012, ora l'asteroide è di nuovo nel mirino dei telescopi, allertando i sistemi di difesa planetaria contro gli oggetti celesti che si avvicinano pericolosamente al nostro pianeta. Questo corpo celeste classificato Neo (Near-Earth Object) è stato recentemente individuato dal V.L.T. (Very Large Telescope)  in Cile dopo un lungo periodo di ricerca durato ben 5 anni; infatti il suo primo avvistamento risale al 2012, quando venne avvistato per la prima volta dall'osservatorio PAN-STARRS delle Hawaii. Calcolata immediatamente la sua orbita gli astronomi capirono che l'asteroide aveva già un transito rasente con la Terra fissato per Ottobre 2017. Tuttavia per colpa della sua strana orbita, lo persero di vista, non riuscendo a stabilire di quanto si sarebbe avvicinato. Ma, dopo le ultime osservazioni e ricalcolata la nuova orbita, si è potuto stabilire che il suo transito avverrà ad una distanza di 44.000 chilometri. E fintanto che l'asteroide rimarrà visibile, gli astronomi saranno in grado di studiarlo per ottenere il maggior numero di informazioni possibili, soprattutto sulla sua composizione chimica. Ovviamente in occasione di questo evento il mondo scientifico è in fermento. La NASA ha promosso una campagna di osservazione a tutti i livelli, professionali ed amatoriali, la quale rientra in una più ampia iniziativa internazionale che darà luogo ad un'ottima opportunità per testare la capacità di identificare in ottico o in banda radio oggetti celesti in avvicinamento al nostro pianeta; oltre che mettere in atto le strategie da assumere in caso di reale minaccia, allertando la Protezione Civile ed il mondo del volontariato.

Dott. Giovanni Lorusso (IK0ELN)
VLBI. La Very Long Baseline Interferometry (VLBI) (Interferometria a Base Molto Ampia) è una tecnica di interferometria astronomica utilizzata in radioastronomia. In VLBI un segnale emesso da una radiosorgente, quale un quasar, viene raccolto da più radiotelescopi dislocati sulla Terra. Viene quindi calcolata la distanza tra i radiotelescopi del sistema rilevando la differenza di tempo del segnale sorgente in arrivo ai diversi telescopi. Questo consente di effettuare l'osservazione di un oggetto tramite molti radiotelescopi la cui risultante è una combinata simultanea, emulando così un telescopio di dimensioni pari alla massima distanza tra i telescopi del sistema. I dati ricevuti da ogni antenna del sistema includono i tempi di arrivo sincronizzati con un orologio atomico locale, come un maser all'idrogeno. In un secondo momento, i dati sono combinati con quelli provenienti dalle altre antenne che hanno registrato lo stesso segnale radio, producendo l'immagine risultante. La risoluzione ottenibile utilizzando la tecnica interferometrica è proporzionale alla frequenza di osservazione. La tecnica VLBI consente una distanza tra i telescopi molto maggiore di quella possibile con l'interferometria convenzionale, che richiede che le antenne siano fisicamente collegate tramite cavo coassiale, guida d'onda, fibra ottica o altro tipo di trasmissione cablata. L'incremento della distanza tra i telescopi è possibile nella VLBI grazie allo sviluppo della tecnica di imaging chiamata closure phase, sviluppata da Roger Jennison negli anni 1950, che consente al sistema VLBI di produrre immagini con una risoluzione ben superiore. La VLBI è sfruttata maggiormente per l'imaging di radiosorgenti cosmiche lontane, il monitoraggio di veicoli spaziali e per applicazioni in astrometria. Inoltre, poiché la tecnica VLBI misura le differenze di tempo tra l'arrivo delle onde radio sorgenti alle varie antenne del sistema, può essere utilizzata anche al contrario per eseguire studi sulla rotazione terrestre, precise mappature millimetriche dei movimenti delle placche tettoniche ed altri tipi di studi geodetici. Tale tecnica richiede una notevole mole di misurazioni di differenze temporali per un segnale in entrata da una sorgente a notevole distanza (come un quasar) studiato per un certo periodo di tempo da una rete mondiale di antenne.
 
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