Area di Ricerca SETI

SETI, SI UNISCE ANCHE FAST

Il 25 settembre 2016 il Radiotelescopio cinese FAST (Five Hundred Metre Aperture Spherical Telescope) ha iniziato la sua attività di ricerca per l’ascolto di radiosegnali dallo Spazio [Fig.1] Il radiotelescopio di 500 metri di diametro, il più grande del mondo, costruito in un cratere naturale della provincia di Guizhou, nel sudovest della Cina, è pronto per iniziare un’intensa collaborazione anche con altre stazioni radioastronomiche sparse sulla Terra. Infatti l’Osservatorio astronomico nazionale della Cina (NAOC), che è proprietario di FAST, ha siglato un importante accordo con la Breakthrough Initiatives, un programma scientifico per la ricerca di eventuali civiltà extraterrestri, sostenuto da Stephen Hawking e finanziato dal magnate russo Yuri Milner. Il programma d’intesa prevede che il radiotelescopio radiotelescopio FAST si coordinerà con il radiotelescopio Green Bank Telescope, con una parabola di 100 metri di diametro sulle microonde, sito in West Virginia, Stati Uniti [Fig.2] e con il radiotelescopio Parkes, di 64 metri di diametro, ubicato nel New South Wales, in Australia [Fig.3], per l’osservazione in banda radio di un milione di stelle; nonchè lo scambio di metodi di ricerca e dati e, ovviamente, l’immediata condivisioni di segnali classificati anomali eventualmente rilevati dalle singole stazioni radioastronomiche, utili ad una verifica incrociata. Il radiotelescopio telescopio FAST ha iniziato la sua attività di ricerca nel Settembre 2016, utilizzando il suo grande ricevitore radio ad area singola del mondo ottenendo immediatamente importanti risultati; il FAST quindi sarà uno degli strumenti più potenti che verrà impegnato nella ricerca di segnali di vita intelligente nell’Universo. Il direttore generale del N.A.O.C. – National Astronomy Observatory of China (Osservatorio astronomico nazionale della Cina) Mister Jun Yan, nel giorno dell’inaugurazione dell’impianto scientifico, ha dichiarato: … noi siamo lieti di poter collaborare alle Breaktrough Initiatives. Mentre Yuri Milner, fondatore del progetto , ha aggiunto: … siamo soli? La ricerca per rispondere questa domanda dovrebbe avvenire, quindi, a livello planetario. Grazie a questo accordo cercheremo i nostri eventuali amici cosmici, utilizzando i tre radiotelescopi più grandi al mondo, dislocati nei tre continenti. Per cui un ambizioso programma il Breakthrough Listen lanciato nel luglio 2015; un enorme passo avanti per la ricerca di vita intelligente mai intrapresa. Precedentemente abbiamo detto che il progetto si avvale dei due citati radiotelescopi: il Green Bank e il Parkes, in aggiunta dell’Automated Planet Finderal Lick Observatory in California, USA, per la ricerca di eventuali segnali laser. Ma se questi enormi radiotelescopi aderiscono al progetto SETI, l’Italia non sta certo a guardare. Si perchè anche i radiotelescopi dell’INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) hanno un ruolo molto importante nella ricerca SETI. Le antenne del radiotelescopio “Croce del Nord” di Medicina [Fig.4] hanno lavorato in questa ricerca dal 1998 al 2008 utilizzando un sistema di analisi chiamato Serendip IV (Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Intelligent Populations) proveniente dall‘Università di Berkeley [Fig.5], ormai obsoleto e pronto per essere sostituito dal Serendip V, un nuovo analizzatore di spettro ad alta risoluzione frequenziale, a costo molto basso, utilizzando il radiotelescopio per SETI a tempo pieno e senza turbarne le normali attività. L’ing. Stelio Montebugnoli, storico responsabile del SETI Italia dell’Istituto Nazionale di Astrofisica, oggi in quiescenza, ha spiegato: «Quello che intenderei portare avanti alla stazione di Medicina per il SETI è un nuovo concetto di data processing: al momento, in tutto il mondo, si sfruttano sofisticati analizzatori di spettro ad alta risoluzione per identificare, nel rumore di fondo, eventuali segnali monocromatici inviati intenzionalmente da un eventuale ET (Extra Terrestre) per segnalare la sua presenza. In questo caso si pensa ad un segnale monocromatico, cioè una semplice portante radio, facilmente riconoscibile perché non presente in natura. Nel caso l’esimio ET non si curi o non sappia di noi, potrebbe comunque usare le tecniche radio più disparate per le “proprie” comunicazioni. Il nuovo sviluppo osservativo dovrebbe quindi riguardare la ricerca della presenza di un segnale radio dallo spazio, modulato in modo sconosciuto immerso in un mare di rumore di fondo. Per fare ciò, a Medicina si userà la parabola VLBI (Very Long Baseline Interferometry – Interferometria a Base Molto Ampia) che è una tecnica di interferometria astronomica utilizzata in radioastronomia, da 32 metri di diametro [Fig.5] per verificare le potenzialità di utilizzo di vari metodi di detection, come gli oscillatori di Duffing e la risonanza stocastica (L’oscillatore Duffing è un esempio di un oscillatore periodicamente forzato con un’elasticità non lineare, dove la costante di smorzamento obbedisce, noto come un modello semplice che produce caos). La stessa cosa si potrebbe fare con la parabola di Noto (Siracusa) anche lei di 32 metri di diametro, concepita per lavorare nelle reti VLBI internazionali per l’astronomia e per la geodesia. Egregio Signor ET, prima o poi ti troveremo. E solo questione di tempo!

Dott. Giovanni Lorusso (IK0ELN)

 

Area di Ricerca SETI

SOTTO L’ANTENNA
considerazioni radioastronomiche

 

Premessa
Nella stesura di questo articolo ho voluto mettere in evidenza gli enormi passi avanti fatti dalla scienza, iniziati quattrocento anni fa; cioè quando Galilei Galilei diede il via allo studio del cielo. Oggi, alla ricerca in banda ottica, si è aggiunta la ricerca in banda radio: la Radioastronomia, la quale rende ancora più facile la ricerca di vita intelligente nello Spazio.

Con il suo cannocchiale, Galileo Galilei aveva provocato una rivoluzione rapida: era sorta l’alba della scienza! L’uomo di quei tempi conosceva l’Universo osservandolo soltanto attraverso la finestra del visibile, in quanto non vi erano altri strumenti utili per osservare il cielo su altre finestre dello Spettro Elettromagnetico. Ma, quale è il significato di “Finestre”? Va detto che l’Atmosfera Terrestre è opaca a quasi tutte le radiazioni elettromagnetiche. Infatti lunghezze d’onda come i Raggi Gamma e i Raggi X, capaci di attraversare corpi solidi, non riescono ad attraversare il denso spessore dell’Atmosfera della Terra. Così come avviene per le Radiazioni Infrarosse e per le Microonde, le quali, per la maggior parte, vengono assorbite dall’Atmosfera; per nostra fortuna! Per cui esistono soltanto tre Finestre trasparenti nell’Atmosfera: la Finestra Ottica che comprende la luce visibile, brevi tratti di Infrarosso e di Ultravioletto; ed a questo va aggiunta la Finestra Radio, che comprende la lunghezza d’onda dei 15 metri. Tuttavia non ci sono confini tra le tre Finestre, a loro volta subordinate alle condizioni meteorologiche, dalle condizioni ionosferiche, condizionata dall’attività del Sole. Mentre la Finestra sempre aperta è quella radio, con un range che va tra i 3 m. ai 3 cm; aperta, in qualsiasi momento, in ogni stagione ed a ogni fase del ciclo solare. Per cui, quando l’ingegnere Karl Jansky, nel 1931 scoprì per puro caso questi aspetti scientifici, si rese conto che, utilizzando la sua antenna, aveva la possibilità di osservare l’Universo di giorno e di notte, con il sereno e con la pioggia, e ricevendo, per la prima volta, segnali radio provenienti dal centro della Via Lattea. Ma ripercorriamo la storia all’indietro. Che ci faceva Jansky con quella enorme antenna che lui, scherzosamente, chiamò la giostra? Ci troviamo a Holmdel, nel New Jersey, e i dirigenti della Bell Telephone Corporation, azienda leader per le telecomunicazioni, convocarono l’ingegnere Karl Guthe Jansky per cercare di risolvere un fastidioso rumore che interferiva le comunicazioni telefoniche. Così, il giovane ingegnere americano si mise subito all’opera: costruì la sua “giostra” sterzabile in qualsiasi direzione e sintonizzata sulla frequenza di 20,5 Mhz. Ed ecco che, dopo una serie di puntamenti e misure, scoprì che la sergente del rumore era localizzata nella costellazione del Sagittario, ovvero in direzione della Via Lattea. Karl Jansky, inaspettatamente, aveva scoperta il residuo della grande esplosione del Big Bang avvenuta 13,8 miliardi di anni fa; oggi misurata a circa tre Jansky. E quando Jansky si rivolse alla Bell Telephone Corporation per la richiesta di un finanziamento per un nuovo progetto di ricerca su quanto aveva scoperto, il progetto gli fu bocciato e Jansky non se ne occupò mai più. Comunque, grazie al colpo di fortuna di Jansky era nata una nuova disciplina scientifica: la Radioastronomia. Tuttavia, dopo questa pietra miliare, la ricerca in questo campo continuò con altri ricercatori, tra cui Grote Reber, un radioamatore che si costruì una antenna nel suo giardino sintonizzata su 160 Mhz e che usava soltanto di notte per sfuggire alle interferenze delle autovetture con il motore a scoppio. Fu Reber che nel 1944 elaborò la prima radiomappa della temperatura di brillanza del radiocielo. Fece seguito la scoperta dell’idrogeno neutro in emissione ad opera di Ewen e Purcell, il 25 Marzo 1951 ad Harvard, oggi nota come la riga dell’idrogeno a 1420 Mhz. Negli anni sessanta furono Robert Wilson e Arno Penzias, impegnati anche loro a cercare un rimedio alle cause di rumore che disturbavano le prime trasmissioni televisive via satellite Echo 1 e Telestar, sulla frequenza di 408 Mhz. La temperatura di 2.726 K, simile a quella di un corpo nero, che veniva ricevuta in maniera omnidirezionale, gli fece capire che era il fondo, cioè il rumore prodotto dal cielo privo di radiosorgenti, che stabilisce perciò il limite di sensibilità per ogni radiotelescopio. Oggi, dopo novanta anni dai primi risultati di Jansky del centro galattico in banda HF, la radioastronomia è una scienza molto sofisticata, dove i radiotelescopi di ultima generazione sono strumenti potentissimi che osservano l’Universo e gli oggetti celesti che lo compongono con sistemi ad alta risoluzione. La radioastronomia ha raggiunto un tale successo che la ricerca è estesa anche ai radio appassionati, per lo più radioamatori; i quali, utilizzando le loro apparecchiature, possono svolgere un accurata osservazione in banda radio. Occorre subito dire che il cielo osservato attraverso la finestra radio è completamente diverso rispetto a quello ottico. Infatti se l’occhio umano potesse vedere le onde radio, il Sole sarebbe l’oggetto più brillante; la Via Lattea che vediamo splendere debolmente al buio assoluto e in assenza della Luna, sarebbe visibile anche in pieno giorno; le stelle più brillanti sarebbero Cassiopea A e Taurus A, i resti di due Supernova, l’ultima divenuta una Pulsar; consideriamo che Cassiopea A non è assolutamente visibile al telescopio, in quanto oscurata da una nube di polvere; mentre Taurus A appare al telescopio come una debolissima stellina, completamente immersa nella nebulosa del Granchio. Sempre in ottico, Cignus A, che è una coppia di galassie, distanti un miliardo di anni luce, era possibile osservarle nelle lastre di grandi telescopi dopo molte ore di ripresa fotografica; oggi riprese con camere digitali CCD. Ma a superare i limiti dei telescopi viene in aiuto la Radioastronomia; la quale avvalendosi di potenti radiotelescopi, rileva le radiomappe di queste radiosorgenti. Spieghiamo meglio questi concetti: le Radiosorgenti sono una serie di oggetti di diversa natura e dimensione, ma che hanno in comune il particolare di emettere una radiazione continua diffusa, ricevibile dai radiotelescopi terrestri. Un esempio tipico della radiazione è l’emissione della riga dell’idrogeno a 21 cm, dove l’elettrone e il nucleo dell’idrogeno ruotano nello stesso senso, rimanendo in questa situazione per 11 milioni di anni. Questo fenomeno, infatti, comporta una emissione radio ricevibile a 1420 Mhz. E poiché la quantità degli atomi presenti nell’Universo è molto estesa, la Radiosorgente a 1420 Mhz è sempre osservabile. In pratica, tutti i corpi celesti emettono onde radio, su varie lunghezze, perfettamente ricevibili sulla terra. Ovviamente per la ricezione dell’emissione radio misurabile da un radiotelescopio occorre che la Radiosorgente deve essere vicina o relativamente vicina; deve essere molto grande; oppure deve essere molto efficiente. Ad esempio, la Luna è un corpo celeste vicino, ma piccolo e poco efficiente; quindi: una Radiosorgente debole. Mentre il Sole è più distante della Luna ma è più grande e, quindi, possiamo classificarla come una Radiosorgente molto efficiente. Passiamo a Alpha Centauri; stella più grande del Sole, probabilmente molto efficiente, però troppo lontana per rilevare la sua efficienza. Le stelle Pulsar (Fig.1) invece, pur essendo piccolissime e lontanissime, sono così efficienti al punto che talune di esse sono Radiosorgenti di media intensità; le galassie hanno una grandezza di miliardi di volte rispetto al Sole; dove, alcune sono deboli Radiosorgenti, alcune Radiosorgenti forti, ed alcune non sono ricevibili affatto. Infine, alcune stelle Quasar (Fig.2) che si trovano al limite dell’Universo, sono Radiosorgenti che possono essere ricevute con estrema facilità. La scoperta casuale di Jansky aprì le porte anche ad una nuova disciplina: la ricerca S.E.T.I. (Serch for Extra Terrestrial Intelligence) attuabile soltanto in banda radio, a causa delle limitate possibilità in banda ottica. L’ipotesi della presenza di forme di vita intelligente nello spazio, può consolidarsi soltanto con lo scambio di radiocomunicazioni tra le parti, nonostante le abissali distanze. Tutti i radiotelescopi del nostro pianeta includono la ricerca SETI nei loro programmi, a volte in comune tra di loro attraverso il sistema di interferometria VLBI – Very Long Baseline Interferometry (Fig.3) dove la Terra diventa un grande orecchio capace di ricevere eventuali segnali alieni. E proprio utilizzando il sistema VLBI dal 5 al 14 aprile 2017 gli scienziati hanno svolto una impresa mai realizzata prima. Essi, infatti, utilizzeranno otto radiotelescopi, situati in varie parti della Terra, dagli Stati Uniti all’Europa e fino al Polo Sud; connessi tra di loro con sistema interferometrico per rilevare onde radio emesse dalle varie Radiosorgenti sparse per l’Universo; e, quindi, segnali ritenuti intelligenti (Fig.4) Sicuramente questa sofisticata attività di ricerca scientifica affascina tutti; pure l’uomo della strada, curioso di sapere se siamo gli unici abitanti dell’Universo. E, chissà che … un giorno … (Fig.5).

Dott. Giovanni Lorusso (IK0ELN)

 

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I BUCHI NERI…Osserviamoli con la radio

 

Grazie alla scoperta delle Onde Gravitazionali, avvenuta il 14 Settembre 2015, oggi si ha la certezza della presenza dei Buchi Neri nell’Universo. Ma la previsione di questi oggetti celesti rientravano nella teoria della Relatività Generale di Albert Einstein già dall’inizio degli anni sessante, attraverso un modello più elaborato della Legge di Gravità di Isac Newton; la quale mette maggiormente in evidenza la gravitazione come una deformazione della strutture geometrica dello spazio/tempo. Ma che cosa è un buco Nero? Dunque, un buco nero è un oggetto celeste in cui la forza di gravità è talmente forte che nessuna altra forza vi si può opporre, generando la formazione di una singolarità nella quale la densità è infinita, perché tutta la materia che lo costituisce è compressa dalla forza di gravità (Fig.1). Una compressione simile ad un barattolo “sottovuoto spinto” ma senza il coperchio, circondato da una superficie sferica definita Orizzonte degli Eventi, dove la materia, spiraleggiando intorno, cade all’interno e dove dall’interno non può sfuggire nulla, nemmeno la luce, tanto meno la materia o altro tipo di energia. Va aggiunto che il raggio dell’orizzonte degli eventi accresce con la massa del buco nero; così che, quanto più grande è il raggio, tanto più massivo sarà il buco nero; e poiché il buco nero non lascia sfuggire niente dal suo orizzonte degli eventi, è davvero impossibile avere informazioni sullo stato fisico dell’interno. Tuttavia un buco nero brilla di luce propria dovuta alla emissione della Radiazione di Hawking (La radiazione di Stephan Hawking [Fig.2] è una radiazione termica emessa dai buchi neri a causa degli effetti quantistici) la quale risulta essere in campo elettromagnetico in equilibrio termico, permette di assegnargli la temperatura della radiazione. Capita a volte che ad ampliare il suo raggio, provvede la fusione con un altro buco nero; così come avvenuto tra un enorme buco nero rotante, ed un altro di massa più ridotta (Fi.3). Infatti l’abbraccio di questi voraci cannibali cosmici ha dato luogo alle onde gravitazionali di recente scoperta. Ma quale è l’origine dei buchi neri? Per capire bene come si formano i buchi neri bisogna fare riferimento ad una categoria di stelle super massicce: le Superova (Fi.4). Per cui cominciamo con il dire che la vita di una stella è una continua contrazione ed espansione; e quando la stella si contrae gli elettroni vengono schizzati fuori dagli atomi, continuando a contrarre il nucleo. Per cui ad un certo punto si raggiungono densità così elevate che si innesca il processo di decadimento beta inverso; cioè i protoni e gli elettroni si fondono e formano neutroni e neutrini. E poiché i neutrini sono molto leggeri ed energetici, vengono espulsi dalla stella. Il nucleo di neutroni è così pesante e compatto che la materia continua a cadergli sopra. Contemporaneamente si verifica un’onda d’urto che si mescola alla materia, la quale continua a cadere sulla stella, fino a che si arriva all’esplosione della stella. Nasce così una Supernova; un oggetto luminosissimo, più luminoso della galassia che la ospita. Ma cosa rimane al centro? Al centro può rimanere una stella di neutroni o un buco nero. Chiariamo subito che la stella di neutroni avviene se il nucleo centrale ha una massa inferiore a circa tre masse solari; viceversa, se la massa è superiore, la forza gravitazionale non permette di creare una struttura in equilibrio e la materia continua a collassare. In pratica, appena la materia entra in questo vortice, comincia a spiralizzare intorno fino ad essere inghiottita. La superficie spiralizzante prende il nome di orizzonte degli eventi; mentre il buco nero è l’oggetto che è collassato al di sotto di questa superficie. Con questo sistema si è pure capito che al centro della Via Lattea c’è un buco nero super massivo; ovvero un buco nero che contiene masse di milioni di masse solari. Ma essendo inaccessibile all’osservazione diretta, non siamo in grado di stabilire qual è la fisica che regola la materia in quelle condizioni così estreme di densità è di pressione all’interno. Nemmeno in banda radio? E qui corre in aiuto la Radioastronomia. Infatti, è allo studio un progetto che vede un consorzio di otto radiotelescopi sparsi sulla Terra, tutti configurati in array attraverso il sistema VLBI (very large baseline array) che diventeranno una potente antenna delle dimensioni della Terra. Il progetto di ricerca prenderà il nome di EHT, Event Horizon Telescope (Fig.5) e punterà le antenne verso il centro della Via Lattea, osservando il buco nero che si cela nel nucleo della nostra galassia. Per cui se questo tentativo avrà successo, le suggestive immagini radio che verranno pubblicate tra la fine di quest’anno e gli inizi del 2018, potrebbero consentire ai radioastronomi di conoscere meglio Sagittarius A* e il buco nero supermassivo della Via Lattea. Ma soprattutto confermare le previsioni di Einstein!

Dott. Giovanni Lorusso (IK0ELN)

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IL KLT

La ricerca Radio SETI (Search for Extra Terrestrial Intelligence) consiste nel rilevare un eventuale segnale radio molto debole discriminandolo ed estraendolo dal rumore cosmico di fondo ed analizzarlo. Quando SETI nacque nel 1959, era ovvio tentare questa estrazione in virtù dell’unico algoritmo conosciuto all’epoca: la FT (Fourier Transform) ovvero: la trasformata di Fourier [Fig.1]. I radioastronomi SETI avevano adottato a priori il punto di vista pregiudiziale che un segnale candidato extraterrestre sarebbe necessariamente sinusoidale e a banda stretta, stimandolo con l’uso della Scala di Rio (Il concetto di Scala di Rio fu proposto nell’Ottobre 2000 per la prima volta a Rio de Janeiro – Brasile da Iván Almár e da Jill Tarter in una relazione presentata al 51° Congresso Astronautico Internazionale, 29^ Riunione di Revisione sulla Ricerca di Intelligenza Extraterrestre; e, a partire dal 2002, sotto la loro direzione, i membri del Comitato SETI dell’IAA, hanno adottato ufficialmente la Scala di Rio, continuando a lavorare per raffinarla e perfezionarla per portare obiettività alla soggettiva interpretazione di ogni affermazione di scoperta di extraterrestre) [Fig.2]. Su tale segnale a banda stretta, il rumore di fondo è necessariamente bianco. E così, l’assunzione matematica di base dietro alla FT che il rumore di fondo deve essere bianco fu perfettamente adeguato a SETI per i prossimi cinquanta anni! In aggiunta, nell’aprile del 1965 gli statunitensi James W. Cooley e JohnW.Tukey scoprirono che tutti i calcoli della FT potevano essere velocizzate di un fattore N/ln(N), ove N è la quantità dei numeri da calcolare; e sostituirono la vecchia FT con il loro nuovo algoritmo FFT (Fast Fourier Transform), la trasformata rapida di Fourier. Accadde così che i radioastronomi SETI di tutto il mondo adottarono volentieri la nuova FFT. Ma nel 1982 il radioastronomo SETI francese François Biraud affermò che noi possiamo fare solamente supposizioni sui sistemi extraterrestri di telecomunicazione e che la tendenza sulla Terra era all’evoluzione da banda stretta a banda larga; per cui occorreva una nuova trasformata che potesse scoprire sia segnali a banda stretta che a banda larga. Fortunatamente tale trasformata era già stata messa a punto nel 1946 da due matematici, il finlandese Kari Karhunen e il francese Maurice Loève, appropriatamente denominata KLT (Karhunen-Loève Transform), trasformata di Karhunen-Loève. In conclusione François Biraud proponeva di cercare l’ignoto in SETI adottando la KLT al posto della FFT. Indipendentemente da Biraud, il radioastronomo statunitense Robert S. Dixon dell’Ohio State University, USA arrivò anch’esso alle stesse conclusioni, ma pubblicò i suoi risultati solamente molto più tardi. Indipendentemente da Biraud e da Dixon, anche il fisico-matematico italiano, Prof. Claudio Maccone, Presidente Internazionale del SETI Permanent Committee che, già dal 1987, giunse alle stesse conclusioni, iniziando a divulgare l’impiego della KLT in SETI, dapprima al SETI Institute in America e successivamente al SETI Italia, radiotelescopio Croce del Nord di Medicina [Fig.3]. Ma mentre François Biraud e Roberts. Dixon si erano fermati davanti al problema della difficoltà elaborativa di trovare gli autovalori e gli autovettori di enormi matrici simmetriche di autocorrelazione nella KLT, questo problema è stato risolto in Italia, dove il Prof. Claudio Maccone ha trovato la preziosa collaborazione del direttore emerito dei radiotelescopi della stazione radioastronomica Croce del Nord di Medicina, Ingegner Stelio Montebugnoli; e dei suoi “ragazzi di SETI Italia” (Fig.4); così che nell’anno 2000, per la prima volta nella storia, l’implementazione della KLT nel progetto SETI è diventata realtà. Ma, ai fini della ricerca SETI, quali sono le sostenziali differenze fra FFT e KLT? Affrontiamo qui il problema in termini divulgativi, in maniera molto semplice, suggerendo eventuali approfondimenti nella lettura del libro “Telecommunications, KLT and Relativity” di Claudio Maccone. Dunque, la FFT si serve solo di segnali sinusoidali per scomporre un segnale qualunque; mentre la KLT effettua una scomposizione molto più accurata di qualunque segnale e rumore, calcolando di volta in volta quei segnali elementari che sono più consoni alla scomposizione del caso studiato. Il risultato è che la KLT offre un guadagno maggiore, tale che riesce a rivelare segnali assai più deboli di quelli che la FFT può rilevare; così come come dimostrato dai test effettuati da SETI Italia. La FFT invece rileva solo segnali a banda stretta, mentre la KLT rileva i segnali indipendentemente dalla larghezza di banda. In pratica, nell’elaborazione la FFT è molto rapida, mentre la KLT, non esistendo una Fast KLT, richiede tempi molto più lunghi; per cui la FFT rileva solo segnali presunti sinusoidali e presunti a banda stretta. Ma poiché non conosciamo che tipo di segnali usa ET, risulta difficile capire se ET impiega segnali non sinusoidali a banda larga, perchè la FFT non li intercetterà mai. A questo va aggiunto che il grosso scoglio è rappresentato dalla pesantezza computazionale della KLT, ovvero: il calcolo scientifico distribuito (distribued computing). Scoglio che, purtroppo, fino ad oggi ha portato all’esclusione del suo impiego. Comunque il KLT è un progetto che andrebbe riproposto, in quanto l’espansione enorme delle capacità di calcolo fornite dal distributed computing dall’evoluzione dell’hardware, renderebbe possibile una duplice analisi dei dati acquisiti in banda stretta e in banda larga. Stimolati dall’enorme successo della sonda Kepler, questo 2017 vede molte stazioni radioastronomiche, ma anche un buon numero di associazioni di radioastrofili, impegnati nella ricerca SETI; e, chissà, se, un giorno, dalla nostra Galassia o dalla profondità dello Spazio, riusciremo a rilevare un segnalino intelligente che ci faccia capire che non siamo soli in questo enorme condominio. Carl Sagan, famoso astronomo e astrofisico (Fig.5) diceva …è solo questione di tempo!

Dott. Giovanni Lorusso (IK0ELN)

Riferimenti:

[1] Giuseppe Cocconi and Philip Morrison,

Searching for Interstellar Communications, Nature, Vol. 184, Number 4690, pp. 844-846, September 19 of 1959 “Cercando comunicazioniinterstellari” http://www.geocities.com/priapus_dionysos/Cocconi.html

[2] Frank Drake,

Project Ozma, Physics Today, 14 (1961), pp. 40 sgg.

[3] Claudio Maccone,

Telecommunications, KLT and Relativity, IPI Press, ISBN 1-880930-04-8, 1994

[4] Bruno Moretti

Allen Telescope Array: un gigantesco balzo in avanti per SETI

http://www.geocities.com/priapus_dionysos/ATAbalzo.html

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CERCHIAMO ET NELLO SPAZIO

Premessa
Venerdi 27 Marzo 2016, a Parigi ha avuto luogo il Symposium on Search for Life Signatures (Simposio per la ricerca di vita nello Spazio) e nel corso dei lavori, la SETI Permanentt Committee (Commissione Permanente del SETI) ha eletto Presidente Internazionale il Dott.. Claudio Macconi (Fig.1). La dirigenza, quindi, della Commissione SETI passa all’Italia, nella figura di un eccellente fisico-matematico, Member of International Academy of Astronautics, autore di numerosi libri e diversi progetti scientifici.

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Sono quasi quattromila i pianeti extrasolari scoperti dalla sonda Keplero nella nostra Galassia, di cui circa ottocento di taglia terrestre, dove può essersi sviluppata la vita, magari vita intelligente. Ma la ricerca di vita intelligente va anche oltre la Via Lattea. La ricerca riguarda pure le tante galassie ed ammassi di galassie che popolano l’Universo, dove, probabilmente, un pianeta simile al nostro, abbia beneficiato delle stesse condizioni favorevoli della Terra e magari sviluppato una forma di vita intelligente capace di comunicare con noi terrestri. Sappiamo che la ricerca scientifica si avvale di enormi radiotelescopi, privilegiando l’ascolto radio sulla frequenza di 1420 Mhz; cioè la riga dell’Idrogeno Alfa (Ha); dove, grazie al sistema SERENDIP “Search for Extraterrestrial Radio from Nearby Developed Populations” analizza i radiosegnali provenienti dallo Spazio e discrimina eventuali segnali che potrebbero rappresentare una forma di contatto radio inviato da civiltà aliene. Ma quanti anni occorrono per analizzare tutti questi dati raccolti dal radiotelescopio di Arecibo? Un valido contributo alla ricerca viene offerto dalle tante associazioni di radioastrofili, volontariamente impegnate nel progetto SETI e dislocate nei vari Paesi del mondo (in Italia: il SETI ITALIA Team Giuseppe Cocconi) attraverso l’analisi dei dati utilizzando un apposito programma chiamato SETI@home. Vediamo come: SETI@home è un progetto di calcolo distribuito che usa il computer connesso alla rete ed ospitato dalla Space Sciences Laboratory all’Università Berkley, in California, USA. Il progetto SETI è l’acronimo di Search for Extra-Terrestrial Intelligence con lo scopo di analizzare segnali radio di natura intelligente provenienti dallo Spazio a partire dal 17 maggio 1999, ed è il progetto di calcolo distribuito con il maggior numero di partecipanti (Fig.2). A questo va aggiunto che i due obiettivi principali di SETI@home sono:

1. Svolgere un’utile ricerca scientifica sostenendo un’analisi osservativa per rilevare vita intelligente al di fuori di Terra;
2. Dimostrare la fattibilità del concetto di calcolo volontario.

Ovviamente, dato il successo raggiunto dal progetto, il secondo di questi obiettivi è considerato raggiunto. L’attuale ambiente BOINC (Berkeley Open Infrastructure for Network Computing) che è una piattaforma Open-source software for volunteer computing, fornisce supporto per molti progetti di calcolo intensivo in un’ampia gamma di discipline. Il primo di questi obiettivi invece, attualmente, non è stato raggiunto, perché, ad oggi, nessun segnale di vita intelligente extra terrestre è stato rilevato tramite SETI@home. Tuttavia il progetto è tuttora in corso, sopratutto grazie alle quotidiane scoperte della sonda Kepler che incoraggiano la ricerca, e la preziosa collaborazione dei radioastrofili, i quali, in una forma di volontariato scientifico, mettono a disposizione il loro computer. La dinamica del progetto è la seguente: abbiamo detto che SETI@home ricerca possibili prove di trasmissioni radio da intelligenze extraterrestri, utilizzando i dati di osservazione rilevati dal radiotelescopio di Arecibo (Fig.3). Gli stessi dati vengono poi digitalizzati, immagazzinati in blocco, ed inviati ai server di SETI@home. Successivamente i dati, vengono divisi in piccoli blocchi di frequenza e tempo, ed analizzati attraverso il software per cercare i segnali, ovvero: le variazioni di segnale non attribuibile al rumore e con un contenuto di informazioni. Il delicato lavoro di SETI@home è di far analizzare ogni blocco di dati tra i milioni di blocchi risultanti dai computer facenti parte del calcolo distribuito e poi ricevere indietro il risultato dell’analisi. Vediamo adesso il software che tipo di segnale deve discriminare da altri segnali presenti nell’Universo. Ebbene il software cerca quattro tipi di segnali che si distinguono dal rumore:

– Picchi nello spettro di potenza;
– Oscillazioni gaussiane nella potenza di trasmissione, che potrebbero rappresentare l’antenna che passa sulla fonte radio;
– Triplette – tre picchi di potenza consecutivi;
– Impulsi che forse rappresentano una trasmissione in stile digitale a banda stretta.

Indubbiamente ci sono molti modi in cui, un segnale ritenuto ET, può essere influenzato dal mezzo interstellare e dal moto relativo della sua sorgente rispetto alla Terra; quindi il segnale potenziale è dunque trasformato in una serie di modi per garantire la massima probabilità di distinguerlo dal rumore presente nello Spazio. Ad esempio: l’origine del segnale da un altro pianeta che è in movimento, ad una velocità ed accelerazione rispetto alla terra, cambierà la frequenza del segnale nel corso del tempo pereffetto Doppler. Un tipo di verifica, questa, fatta in parte dal software di SETI@home. In parole semplici: il processo di elaborazione è in parte come sintonizzare la radio su vari canali, osservando il misuratore di potenza del segnale; per cui se la potenza del segnale sale, merita attenzione; cioè si tratta di una notevole quantità di elaborazioni del segnale digitale. Infatti le elaborazioni sono per lo più le Trasformate di Fourier, vari tassi chirp e durate. Ebbene, chiunque con un computer connesso ad internet può partecipare alla ricerca, utilizzando SETI@home, scaricando gratuitamente il software utile ad analizzare i dati proveniente dal radiotelescopio. Va aggiunto che i dati delle osservazioni radio sono memorizzati su nastri da 36 Gigabyte nell’osservatorio di Arecibo a Puerto Rico, ciascuno dei quali contiene 15,5 ore di osservazioni le quali sono spedite alla Berkeley University (Fig4). Una volta raggiunto Berkeley, sono divisi in entrambi i domini del tempo e della frequenza, in unità di lavoro da 107 secondi di dati, o approssimativamente 0.35 MB, che si sovrappongono nel tempo, ma non in frequenza. Queste unità di lavoro vengono poi inviate dai server di SETI@home tramite la rete ai P.C. sparsi nel mondo per essere analizzate. Il software di analisi può cercare segnali con circa un decimo della potenza richiesta nelle precedenti indagini, perché fa uso di un algoritmo di calcolo intensivo chiamato integrazione coerente, che nessun altro ha avuto la potenza di calcolo necessaria per implementare. Tutti i dati vengono uniti in un database usando i computer di SETI@home a Berkeley. Qui, le interferenze sono eliminate e vari algoritmi sono applicati per cercare i segnali più interessanti. Il software di calcolo distribuito di SETI@home può essere eseguito sia come screensaver sia continuamente mentre l’utente è a lavoro, utilizzando la potenza di elaborazione che altrimenti sarebbe inutilizzata. E’ fuori dubbio che il lavoro primario lo svolge il radiotelescopio di Arecibo con i suoi 305 metri di diametro, osservando in quello che i ricercatori SETI chiamano: Buco dell’Acqua (Water hole) (Fig. 5); il quale simboleggia un range di frequenza radio che va da 1420 a 1666 MHz, corrispondenti a 21 e 18 cm. rispettivamente dalla Riga dell’Idrogeno a quella dell’Ossidrile Radicale; elementi chimici presenti anche nell’atmosfera terrestre e nell’organismo umano. E poiché questi elementi chimici sono abbondantemente presenti nell’Universo, è legittimo supporre che eventuali presenze aliene siano costituite, magari con sembianze diverse, ma con gli stessi elementi nel loro organismo. Per cui in questo “buco” di frequenze, trasparente alle onde radio, si potrebbe sperare di ricevere un segnale alieno. Ne siamo certi’ No, ma … da qualche parte bisogna pur cominciare!

Dott. Giovanni Lorusso (IK0ELN)

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EVENTO:PORTICI ,SEGNALI DALL’UNIVERSO

 

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C.M.B, COSMIC MICROWAVE BACKGROUND

La Radiazione più antica dell’Universo

La C.M.B. è una delle radiazioni più affascinanti che è stato possibile rilevare, perché avvalora la teoria del Big Bang; in quanto deriva dall’epoca in cui si unirono gli elettroni ed i nuclei per formare gli atomi. Purtroppo la radiazione C.M.B. non può essere osservata nella riga del visibile dello spettro elettromagnetico, ma soltanto nella banda radio, attraverso l’uso dei radiotelescopi, dove è possibile osservare lo spettro di un segnale continuo. Infatti se puntiamo un telescopio verso spazi vuoti dell’Universo, dove non ci sono stelle, osserviamo soltanto l’oscurità. Mentre la radiosorgente emessa in banda radio, dapprima molto debole, nella regione delle microonde aumenta di intensità, fino a raggiungere il massimo. Ma non è tutto. Il segnale radio appare completamente Isotropo; ovvero non cambia se puntiamo il radiotelescopio in qualsiasi direzione dell’Universo. Questo ci dice che l’Universo primordiale era composto da plasma in rapida e continua espansione, ancor prima della formazione delle stelle e delle galassie. Poi progressivamente il plasma espandendosi si è raffreddato, formando i primi nuclei che si unirono agli elettroni formando gli atomi; un evento cosmico definito: Ricombinazione. Dopo il periodo di opacità, la densità sarebbe diminuita velocemente liberando la radiazione, la quale si sarebbe propagata in ogni parte dell’Universo. La radiazione fossile misurata oggi è pari a quella che un corpo nero irradierebbe a 2,7 Kelvin. Ma la domanda che ci si pone è: … se all’inizio l’Universo era caldissimo, perché adesso la radiazione è fredda? La risposta prevede che la causa di tale inversione termica sia dovuta alla continua e veloce espansione dell’Universo. Per cui, se l’Universo si espande in ogni direzione, la lunghezza d’onda di qualsiasi radiazione, ivi compresa quella di fondo, sicuramente è aumentata nel tempo; di contro la frequenza diminuisce, provocando un abbassamento dell’energia e, quindi, della temperatura. Ed ecco confermata la teoria secondo la quale, il valore basso di temperatura misurato è causato all’espansione dell’Universo. Quindi, se la radiazione costante ed uniforme osservata in tutto l’Universo, all’inizio calda, come era l’Universo primordiale? In risposta a questa domanda bisogna ipotizzare che la radiazione cosmica di fondo dovrebbe mostrare qualche differenza rispetto alla direzione. Facciamo un esempio: se in una fotografia l’immagine è tutta dello stesso colore, noi non riusciamo a distinguere nulla del suo contenuto, tanto meno siamo in grado di dedurre informazioni. Quindi è opportuno che la foto mostri il contrasto per rilevare una immagine quantomeno nitida per poter rilevare informazioni; ovvero alcune parti della foto devono necessariamente avere un colore diverso da tutto il resto, utile a riflettere in paesaggio ritratto. Ma la ricerca non si è limitata soltanto all’impiego dei radiotelescopi; perchè utilizzando palloni aerostatici di alta quota e missioni satellitari è stato possibile rilevare alcune differenze, rispetto alla direzione; differenze definite Anisotropie. Proviamo ad immagginare che, se per assurdo la Terra fosse una sfera di cristallo trasparente e noi ci trovassimo al centro, osserveremmo Anisotropie dovute alla quantità diversa dei continenti, dei mari, delle isole. E, grazie a due ricercatori statunitensi del Laboratorio Bel, Arno Penzias e Robert Wilson (Fig1) oggi abbiamo un quadro ben preciso della radiazione cosmica. Utilizzando una antenna di sei metri di diametro, i due scienziati tracciarono la prima mappa radio della radiazione presente nell’Universo. Per ottenere questo risultato raffreddarono l’antenna ad una temperatura di circa zero gradi, così da evitare disturbi derivanti dalla vibrazione e dal dilatamento delle parti metalliche dell’antenna stessa. Così, dopo una accorta calibrazione, puntarono l’antenna in varie direzioni del radio cielo, rilevando sempre gli stessi valori, tanto di giorno che di notte. Quel segnale costante era, dunque, l’eco del Big Bang; l’origine del tempo e dello spazio. A seguito di una grande esplosione avvenuta intorno a 13,8 miliardi di anni fa si liberò una enorme quantità di energia, poi, con il trascorrere del tempo, si formarono alcune particelle intrappolate nella radiazione. A seguito dell’espansione dell’Universo, la materia è diventata meno densa e la radiazione si è dispersa per tutto il cosmo. Occorre dire che Penzias e Wilson avevano scoperto una radiazione Isotropa, cioè uguale in tutte le direzione dove puntarono l’antenna; pari alla radiazione emessa da un corpo nero. Tradotto in parole povere, rilevarano la stessa temperatura distribuita in tutto l’Universo. Infatti la loro radiomappa (Fig2) mostra tutto con un colore uniforme con una sola zona differente, evidenziata dalla direzione del piano della nostra galassia, la Via Latte. Successivamente, nel 1989, con la messa in orbita del Satellite Cobe (Cosmic Background Explorer) e del satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) nel 2001, si è scoperto che l’Universo è Anisotropico. Infatti, entrambe le radiomappe Fig.3 e Fig.4) mostrano l’Anisotropia con differenti densità e con diverse temperature. A tal riguardo si suppone che tali densità abbiano dato luogo alla formazione di stelle ed ammassi di galassie. Osservando attentamente la mappa radio del satellite COBE e quella del WMAP si passa da una immagine più sfocata ad una più nitida e con più particolari; ma entrambe mostrano la stessa struttura. Ma non finisce qui! Nel 2013 il satellite Planck rimappa l’Universo raccogliendo più dettagli rispetto alle precedenti radiomappe, rendendo l’immagine sempre più nitida. La radioamappa del satellite Planck mette maggiormente in risalto la presenza dell’Anisotropia dell’Universo (Fig.5); le molteplici densità e le differenti zone termiche. Un bel successo! Ma, come recita una antica massima: … non bisogna mai sedersi sugli allori … per cui sono già pronte altre missioni spaziali per meglio affinare l’immagine dell’enorme condominio in cui viviamo e la ricerca del nostro passato.

di Giovanni Lorusso (IK0ELN)

 

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ICARA 2016

XII CONGRESSO NAZIONALE DI RADIOASTRONOMIA

Val Pellice 29-30 Ottobre 2016

Nella meravigliosa cornice della Val Pellice, presso la sala congressi dell’Osservatorio Astronomico Urania di Luserna San Giovanni, il 29 e 30 Ottobre 2016, ha avuto luogo il 12° Congresso Nazionale di Astronomia. Il congresso, organizzato da I.A.R.A. Group www.iaragroup.org in collaborazione con la dirigenza dell’osservatorio Urania www.osservatoriourania.it ha visto la presenza di una larga partecipazione di pubblico e di scolaresche, accompagnate dai loro docenti (Fig.1). I lavori congressuali sono iniziati Sabato 29 Ottobre 2016 preceduti dal messaggio di benvenuto da parte del Direttore Scientifico dell’osservatorio, Prof. Sergio Lera (Fig.2) seguito dal saluto da parte del Sindaco Dott.Duilio Canale (Fig.3) il quale si è congratulato per l’intensa attività di ricerca da parte dello staff dell’osservatorio, che offre maggior risalto alla meravigliosa città piemontese da lui governata, Luserna San Giovanni. All’apertura dei lavori ha provveduto il presidente nazionale di I.A.R.A., Dott. Salvatore Pluchino (Fig.4) radioastronomo presso i radiotelescopi della Croce del Nord di Medicina (Bologna) con la SESSIONE LA RIGA DELL’IDROGENO, Chairman Stefano Bologna, il quale ha invitato il Prof. Lera ad iniziare la prima relazione intitolata “Le Attività dell’Osservatorio Astronomico Val Pellice”. E, come da scaletta degli interventi, il Prof. Lera ha informato il pubblico presente circa l’intensa attività che le sezioni di ricerca svolgono nell’ambito dell’osservatorio; tra cui la sezione di radioastronomia, A tal riguardo, rivolgendosi ai presenti, ha voluto sottolineare che: … una notizia che ci riempie di orgoglio è il progetto S.P.O.C.K. il quale vede coinvolte le scuole del Liceo Scientifico di Pinerolo “Marie Curie” e il liceo Valdese di Torre Pellice, citato pure sul sito dell’organizzazione scientifica “SETI League”. Un ringraziamento ed un saluto al direttore Paul Schuch, che tramite il nostro responsabile del settore radioastronomico Stefano Bologna, ha voluto dedicare visibilità al nostro progetto. A concluso invitando tutti a visitare la pagina del sito: Images of the Week for 2016. Il sito ufficiale del “Seti League” è www.setileague.org mentre la pagina facebook dell’organizzazione è www.facebook.com/setileague. Terminata la relazione di Sergio Lera, ha fatto seguito l’interessante relazione di Stefano Bologna, dal titolo “Progetto S.P.O.C.K.; ricerca dei segnali radio artificiali da Esopianeti”. Avvalendosi di immagini slides, l’Ing. Stefano Bologna ha così spiegato il contenuto del progetto: Il progetto S.P.O.C.K. coinvolge gli istituti scolastici del liceo Valdese di Torre Pellice e del liceo scientifico Marie Curie di Pinerolo. L’acronimo di S.P.O.C. vuol dire “Seti on Exoplanets Obseved and Confirmed by Kepler” ed è una “survey”, ovvero: l’osservazione sistematica S.E.T.I. sulla riga dell’Idrogeno Neutro (H) di tutti gli Esopianeti scoperti dal satellite Keplero, alla ricerca di segnali radio artificiali, segno della presenza di vita e avanzata civiltà tecnologiche. La strumentazione utilizzata per la ricerca si compone di una antenna parabola da 8 m, G=38 dBI, lobo 2°x2° con polarizzazione circolare e performance RF @ 1420 MHz Sun noise = 21,5 dB (with SFI=120) Tsys = 65°. Di recente al nostro radiotelescopio è stato aggiunto un ricevitore software NET SDR a 1.6 MHz di banda osservata per la ricerca di portanti radio. L’obiettivo è quello di eseguire un’ora di osservazione per ogni sistema planetario scoperto dala sonda Keplero, visibile da Luserna San Giovanni, alla ricerca di segnali radio artificiali magari prodotti da altre eventuali civiltà tecnologiche. Per la realizzazione del progetto cerchiamo volontari radioamatori o semplici appassionati di radioastronomia per unire gli sforzi ed utilizzare al meglio la tecnologia in nostro possesso. Chi fosse interessato può contattare il responsabile del settore Ing.Stefano Bologna, all’indirizzo stefano.bologna@osservatoriourania.it E’ stata poi la volta dell’Ing. Flavio Falcinelli, direttore di RadioAstrolab di Senigallia, che ha presentato la relazione “Misure radio sulla riga dell’Idrogeno – Radiotelescopio Sperimentale per 21 cm e con RAL Tropo” una esaustiva spiegazione di un recentissimo ricevitore , il RAL TROPO, attraverso il quale è possibile svolgere un accurato lavoro di ricerca sulla riga dell’Idrogeno sulla frequenza radio dei 1420 Mhz. Di pari ha provveduto il Prof. Mario Sandri, presidente dell’Associazione di Radioastronomia Trentina; il quale nel corso della sua relazione “Attività didattiche nella riga dell’Idrogeno” si è collegato in remoto con i radiotelescopi di Salsa Onsala (Svezia) per osservare in diretta la riga dell’Idrogeno a 1420 Mhz e la riga dell’Ossidrile a 1660 Mhz. Dopo la pausa pranzo ha avuto luogo la SESSIONE DI RICERCA RADIOASTRONOMICA, Chairman Mario Sandri che ha invitato l’Ing. Stefano Bologna ha presentare la sua relazione “Laboratorio di Radioastronomia”. Stefano, nel corso della sua conferenza, ha elencato quali progetti potrebbero essere gestiti in un laboratorio radioastronomico amatoriale, ivi compresa una stazione di radioamatori; dai più semplici, quali: l’osservazione delle radiometeore, la riga dell’Idrogeno, le tempeste di Giove; a quelli più impegnativi, ad esempio: il progetto SETI, la ricerca dei Blazar, della Radiazione Cosmica di Fondo, delle Supernova. Sempre Mario Sandri ha poi annunciato la relazione del Dott. Giovanni Lorusso, dal titolo “Le Tempeste Magnetiche di Giove”. Il Dott. Lorusso, utilizzando la presentazione delle slides del suo power point, ha mostrato molto dettagliatamente ai presente quali sono i meccanismi che scatenano le tempeste magnetiche del pianeta Giove. Commentando le slides, il Dott. Lorusso ha così esordito: Dei quattro satelliti medicei, il satellite IO è l’artefice delle tempeste elettromagnetiche di Giove. Grande come la Luna, IO dista da Giove ad una distanza uguale a Luna/Terra, un fattore questo che scatena paurose maree di lava sulla sua superficie, dovute al forte riscaldamento nell’interno, dando luogo ad un vulcanesimo dalle forme imponenti. Infatti sulla superficie di IO sono stati osservati una decina di vulcani attivi contemporaneamente, tra cui, il più imponente il vulcano Pele di 300 Km di diametro situato nell’emisfero sud. Ed a causa dell’intensa attività vulcanica, quando il satellite è al periastro, crea forti disturbi al campo magnetico gioviano, generando grandi tempeste magnetiche, ricevibili in banda radio sulla frequenza di 22.200 Mhz anche con ricevitori amatoriali. Infine ha fatto ascoltare il rumore molto distinto delle tre tempeste ricevibili dalla Terra e la registrazione del campo magnetico di Giove rilevato dalla recentissima missione Juno. “Una antenna, una radio e un microprocessore: quali tipi di osservazione sono possibili nella radioastronomia delle radiometeore?” Questo il titolo della relazione di Lorenzo Barbieri; il quale ha mostrato la facilità impiegata per l’osservazione degli sciami meteorici in banda radio, l’analisi di spettro, lo spettro dinamico della massa meteorica, della composizione chimica, della velocità d’ingresso nell’atmosfera terrestre, e il numero di impatti nell’arco di un’ora Z.H.R. (Zenital Hourly Rate). A seguire la relazione di Daniele Gardiol “PRISMA, una rete Italiana per la sorveglianza sistematica di Meteore e Atmosfera”, attraverso la quale, Daniele ha parlato della rete di sorveglianza di Meteore (Asterodi, Bolidi, Superbolidi, Meteoriti) e di strati atmosferici, in particolare della Mesosfera dove avviene la fase di Ablazione degli oggetti celesti ad opera dell’Ozono. Altro intervento dopo il coffee break, quello di Andrea Dell’Immagini intitolato “Osservazione a lungo termine della Pulsar PSR 0329+54 con una antenna Corner Tridimensionale” Andrea ha prima spiegato come è configurata l’antenna Corner 3D rivolgendosi al numeroso pubblico molto attento: … l’antenna consiste di tre superfici del riflettore, quadrati posizionati tra loro perpendicolarmente per formare la metà del cubo, e con l’elemento attivo sotto forma di monopolo uno di loro. Tale struttura concentra energia elettromagnetica in fascio relativamente stretto, la direzione di massima radiazione cui è in linea con la grande diagonale del cubo, che inizia nel vertice, cioè sotto un angolo di 45 gradi, tra il fascio e tutte e tre le superfici di riflettore. A conclusione della sua relazione Andrea ha aggiunto che … allargando le superfici dell’antenna il guadagno aumenta, all’inizio in maniera notevole, ma successivamente sempre meno. Pertanto la dimensione ottimale è di circa 2,8 lunghezze d’onda; quindi un ulteriore allargamento della dimensione non porta significanti aumenti del guadagno dell’antenna. A chiudere la Sessione ha provveduto il Dott. Salvo Pluchino con la relazione “ L’Universo Invisibile, la Scuola Estiva 2016 di Didattica dell’Astronomia U.A.I.” Un corso di formazione organizzato dall’Unione Astrofili Italiani, ente accreditato alla formazione ed aggiornamento professionale del personale docente della Scuola con D.M. 9 Gennaio 2008 e in collaborazione con il CISA, Centro Ibleo Studi Astronomici, organizzato a Modica principalmente a tutti gli insegnanti di ogni ordine e grado, per il perfezionamento delle metodologie didattiche della scienza, con il tema L’€™Universo Invisibile, ma rivolto anche per Astrofili e Radioastrofili. In chiusura di serata, la conferenza pubblica del Dott. Claudio Macconi, Member of International Academy of Astronautics and SETI Permanent Committee President, sul tema “SETI nel Mondo”. Nella sua allocuzione, il Dott. Maccone ha presentato l’Istituto di cui, oggi, lui ne dirige il Comitato: … A partire dal 1970 l’Accademia Internazionale di Astronautica (IAA) ha istituito un comitato per la scienza SETI, oggi riconosciuto come il Comitato IAA – SETI Permanent Study Group IAA (SPSG). Il Comitato opera attualmente sotto la Commissione IAA per le Scienze Fisiche e il suo compito principale è quello di organizzare e condurre due sessioni SETI durante l’annuale Astronautical International Congress, con l’obbligo dei membri di condurre laboratori e studi cosmici; nonchè di pubblicare documenti su temi legati alla ricerca. Il Comitato Permanente SETI è presieduto da un membro dell’Accademia Internazionale di Astronautica, i membri potenziali sono nominati dal presidente e confermati dal Comitato nel suo insieme, con un incarico quinquennale con il mandato rinnovabile. La scelta dei membri potenziali avviene sulla base del loro coinvolgimento nella disciplina SETI, il loro contributo alla scienza SETI e la loro disponibilità a servire attivamente come membro del Comitato. Gli attuali membri in carica sono:

  • Presiede: Claudio Maccone – Italia
  • Co-vicepresidente: H. Paul Shuch – Stati Uniti d’America
  • Co-vicepresidente: Michael Garret – Paesi Bassi
  • Segretario: Andrew Semion, – Stati Uniti d’America
  • Webmaster: H. Paul Schuc – Stati Uniti d’America
  • Vice Webmaster: Chris Neller – Stati Uniti d’America

Assistant Webmaster: Stephane Dunas – Canada

Il Dott. Maccone, in chiusura della sua brillante conferenza ha invitato le associazioni di radioastrofili a collaborare in questa suggestiva disciplina scientifica, impegnandosi nello studio e nella ricerca; ma anche organizzando eventi, convegni, meeting.

Domenica 30 Ottobre 2016 il congresso si è riaperto con la SESSIOME TECNOLOGIA E RICERCA SETI, Chaiman Dott. Claudio Maccone, e relatore della Lectio Masgistralis “Astrobiologia, SETI ed Evoluzione”. Claudio, in termini molto semplici, ha informato tutti che l’astrobiologia è un campo prevalentemente della biologia, la quale considera la possibilità della vita extraterrestre su esopianeti e la sua possibile natura che possa essersi sviluppata. L’Astrobiologia include pure il concetto di vita artificiale, poiché qualunque forma di vita dotata della capacità di evolversi naturalmente in modo concepibile, potrebbe essere creata altrove, ad esempio in laboratorio con l’uso di una futuribile tecnologia. Include anche l’ipotesi di una origine della vita sulla Terra tramite la teoria della Panspermia, teorizzata dal genetista premio Nobel Francis Crik e dall’astronomo Fred Hoyle. Mentre il genetista Eugene Konin ritiene che l’origine della vita sulla sola Terra sia così improbabile tanto da ipotizzare che si sia manifestata su svariati tra Universi Infiniti. Quando è stata la volta del Prof. Giovanni Aglialoro, docente presso Istituto Duca degli Abruzzi di Gorizia, con la sua relazione “Radio Astronomy Low Cost”, si è rivolto principalmente ai numerosi radioamatori presenti in sala, spiegando loro come, utilizzando le loro apparecchiature, radio e antenne, è possibile svolgere sedute osservative per rilevare le tempeste magnetiche di Giove, osservare la riga dell’Idrogeno Neutro, gli impatti meteorici in atmosfera, e collaborare con il progetto SETI con il programma seti@home. Di seguito la presentazione della conferenza dell’Ing. Flavio Falcinelli “Radio Interferometro Sperimentale a 150 Mhz” ovvero, la sperimentazione di uno strumento derivato da più radiotelescopi utile a determinare la posizione, la struttura geometrica e fisica delle radiosorgenti presenti nell’Universo. Esistono radiointerferometri di svariate dimensioni, quali: il Very Large Array, in New Mexixo di circa 21 km; mentre il VLBA – Very Long Baseline Arrey è pari ad una antenna virtuale grande quanto l’intero pianeta Terra; ovvero la configurazione in Array di diverse antenne di diversi radiotelescopi collegati fra loro con il sistema di interferometria. Ultima relazione quella di Claudio Re intitolata “Analisi dell’uso di LNB PLL per interferometria in banda KU”, attraverso la quale l’amico Claudio ha informato i radioastrofili che nella Radioastronomia Amatoriale, l’utilizzo può essere quello di aumentare, con due antenne separate da una certa distanza, il potere di risoluzione del radiotelescopio amatoriale; e per eventuali approfondimenti consultare il seguente sito: http://air-radiorama.blogspot.it/2016/11/intervento-ad-icara-2016-utilizzo-di.html Con una sobria cena sociale ed una foto di gruppo sotto l’imponente antenna di sette metri di diametro (Fig.5) si è concluso il 12° Congresso Nazionale di Radioastronomia “ICARA 2016”. L’appuntamento del il 13° Congresso è già fissato a Fabriano per il grande incontro scientifico “ICARA 2017”.

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