RADARASTRONOMIA

RADARASTRONOMIA (App. III, 11, p. 542)

Fra le maggiori realizzazioni strumentali degli ultimi anni è da ricordare il grande impianto installato dalla Cornell University ad Arecibo (Portorico), caratterizzato da un paraboloide fisso ad asse verticale di ben 300 m di apertura, scavato nel suolo; il trasmettitore eroga impulsi di 2,5 MW di potenza, lunghi fino a 10 msec.

Nel campo delle tecniche d'osservazione, è da rilevare l'uso sempre più esteso di metodologie Doppler, tipicamente per la determinazione delle caratteristiche della superficie di astri del sistema solare, a cominciare dalla Luna. Infatti, l'eco radar ha una distribuzione d'intensità particolare sia a causa della struttura irregolare da attribuirsi alla superficie riflettente, sia pure a causa della rotazione del bersaglio, in questo caso la Luna, rotazione che produce uno spostamento in frequenza del segnale riflesso. Poiché la Luna ruota sul suo asse nello stesso senso della Terra, il suo bordo est si avvicina a noi mentre quello ovest se ne allontana. Ne consegue che il segnale riflesso dal bordo est avrà per effetto Doppler una frequenza leggermente maggiore di quello riflesso dal bordo ovest. Inoltre, a causa della rotondità della Luna l'onda incidente colpirà prima il centro apparente del disco e soltanto più tardi le zone vicino al bordo; il segnale riflesso dal punto "subterrestre" percorre quindi un cammino minore di quelli riflessi dai bordi e arriverà alla terra circa 11 millisecondi prima degli altri. Per tali ragioni un'analisi profonda del segnale riflesso, fatta con la scorta dei mezzi di calcolo moderni, può darci non solo la distanza del bersaglio, ma anche la struttura della superficie riflettente e alcune delle sue proprietà fisiche. La perfezione dei risultati è tale che si è giunti anche a tracciare delle mappe dettagliate del nostro satellite, mappe che non hanno nulla da invidiare a quelle ottenute per via fotografica.

Nel 1961 ebbero inizio i tentativi per migliorare la precisione con la quale era stata determinatta l'unità astronomica (UA), cioè la distanza media Terra-Sole. Essendone impossibile per varie ragioni la determinazione diretta, le ricerche si sono volte a determinare la distanza esatta di Venere alla congiunzione inferiore e a calcolare poi per mezzo delle leggi di Keplero la distanza media Terra-Sole. Il valore della UA ottenuta con la r. è di 149.598.000 km ± 500 km; questo supera di ben 70.000 km il miglior valore determinato otticamente mediante misure di posizione dall'astronomo E. Rabe nel 1954. La r., per il fatto che determina accuratamente le distanze dei pianeti più vicini, ha permesso di migliorare il calcolo delle orbite di questi mettendo in evidenza per Venere scarti di oltre un migliaio di km dalla posizione prevista e quasi altrettanto per Mercurio. In conseguenza di questi ulteriori perfezionamenti nelle posizioni dei pianeti si è migliorata anche la determinazione delle masse e dei diametri della Luna, di Venere, Mercurio e Marte. Un risultato a sorpresa che si deve alla r. è quello che riguarda il periodo di rotazione di Mercurio e di Venere. Per il primo era stato accettato il periodo di rotazione di 88 giorni, uguale quindi a quello di rivoluzione intorno al Sole; l'analisi degli echi radar ha dato invece un periodo di soli 59 giorni, uguale quindi a 2/3 del periodo di rivoluzione. Ancor più sorprendente il risultato per Venere: il pianeta ruota sul suo asse con un periodo di 244 giorni, ma in senso retrogrado; un ipotetico abitante di Venere vedrebbe quindi il Sole sorgere a ovest e dopo circa quattro mesi terrestri tramontare a est.

Ancor prima che le sonde interplanetarie ci inviassero le fotografie del suolo di Marte la r., intorno al 1965, aveva rivelato l'esistenza di monti e valli con quote intorno a 5000 m. Anche da Venere erano giunte informazioni interessanti circa la struttura del suolo ben prima che le sonde sovietiche Venera scendessero a fotografare il suolo del pianeta. La densa atmosfera venusiana vieta qualsiasi visione diretta del suolo sia dalla Terra sia da sonde interplanetarie circolanti intorno al pianeta; le radioonde invece penetrano nonostante l'elevata densità e si riflettono sul suolo portando con loro informazioni preziose. Una mappa del suolo di Venere costruita in base all'analisi degli echi radar mostra l'esistenza su questo pianeta di crateri il cui diametro pare aggirarsi sui 150 km. Così come Mercurio, Marte e la Luna, anche Venere sembra essere stata bombardata in un certo periodo della sua evoluzione da meteoriti di notevoli dimensioni.

Giove e gli altri pianeti del sistema solare sono fuori della portata dei radar attuali ma è possibile che incrementando notevolmente la potenza irradiata si possano ottenere echi radar anche da questi corpi. I tentativi fatti fino a oggi (1978) per ottenere echi da Giove hanno dato risultati incerti e poco affidabili; può darsi che una parte della difficoltà sia da ascriversi al probabile assorbimento dell'onda incidente da parte dell'atmosfera gioviana, che ha una densità elettronica elevata.

La r. del Sole presenta aspetti del tutto diversi in quanto manca una superficie solida capace di riflettere l'onda incidente. Si ha invece intorno al Sole la corona, cioè un plasma di bassa densità entro il quale le onde elettromagnetiche penetrano in misura diversa a seconda della loro frequenza. I primi echi solari furono ottenuti nel 1960 e un anno più tardi vennero intraprese ricerche sistematiche con una grande antenna costituita da 1016 dipoli a El Campo, nel Texas. Con una lunghezza d'onda di circa 8 m e una potenza irradiata di circa 500 kW, echi solari furono ricevuti per un periodo di 3 anni durante il passaggio meridiano del Sole; il valore medio del ritardo ridotto alla distanza media risulta di 994 secondi. I singoli risultati variano sensibilmente intorno al valore medio a causa della differente densità del plasma coronale intorno al Sole in relazione all'attività di questo.

Infine, la r. ha dato un efficace contributo alla verifica di un effetto del campo gravitazionale sulla propagazione delle onde elettromagnetiche, effetto previsto dalla relatività, ma mai prima d'ora osservato. Per es., le onde elettromagnetiche che passano vicino al Sole per raggiungere Mercurio ed essere riflesse dalla superficie del pianeta quando questo si trova nella congiunzione superiore devono risentire di un ritardo relativistico di 200 milionesimi di secondo. Questo effetto è stato misurato seguendo il pianeta dalla congiunzione superiore fino alla massima elongazione e le misure sono risultate corrispondenti alle previsioni teoriche. Vedi tav. f. t.

Bibl.: J. V. Evans, T. Hagfors, Radar astronomy, New York 1968; T. Hagfors, D. B. Campbell, Mapping of planetary surfaces by radar, in Proceedings IEEE (Institute of Electrical and Electronic Engineers), vol. 61, n. 9 (1973), p. 1219; D. W. Hughes, Venusian craters, in Nature, vol. 263 (1976), p. 12; W. D. Metz, Venus: radar maps, in Science, vol. 192 (1976), p. 454.