Full Characterisation of the Polarisation Primary Beam of the GRAO 32-m Telescope

L'universo è pieno di forze invisibili che modellano stelle, galassie e lo spazio stesso tra di esse. Uno dei modi più potenti per studiare queste forze è osservare come la luce degli oggetti distanti vibri. Questa vibrazione, nota come polarizzazione, agisce come un'impronta digitale per i campi magnetici, rivelandone l'intensità e la direzione attraverso il cosmo. Per leggere queste impronte digitali, gli astronomi utilizzano enormi parabole radio che raccolgono deboli segnali dallo spazio. Tuttavia, il telescopio stesso non è uno specchio perfetto; le sue superfici metalliche e le strutture interne possono sottilmente torcere o mescolare queste vibrazioni mentre il segnale vi passa attraverso. Se gli astronomi non comprendono esattamente come il proprio strumento alteri la luce, potrebbero scambiare le stranezze del telescopio per reali fenomeni cosmici, portando a mappe errate dell'universo magnetico.

Un team di ricercatori ha ora creato una mappa tridimensionale precisa di come il telescopio da 32 metri dell'Osservatorio di Radioastronomia del Ghana gestisce queste vibrazioni. Situata a Kutunse, in Ghana, questa grande parabola è uno strumento vitale per l'astronomia africana, capace di tracciare tutto, dai pulsar alla nascita delle stelle. Gli scienziati non si sono limitati a puntare il telescopio verso il cielo ipotizzando come funzionasse. Al contrario, hanno costruito un modello computerizzato dettagliato dell'intera parabola, inclusi i suoi specchi curvi, i montanti di supporto e il complesso percorso che le onde radio compiono per raggiungere il ricevitore. Utilizzando questo modello, hanno simulato come il telescopio risponde ai segnali provenienti da ogni possibile direzione all'interno del suo campo visivo, calcolando esattamente come lo strumento mescoli diversi tipi di polarizzazione a due frequenze specifiche utilizzate per l'osservazione.

Lo studio rivela che il telescopio si comporta diversamente a seconda di dove si trova una sorgente di luce rispetto al centro della visione della parabola. Mentre il telescopio è eccellente al centro esatto, le sue prestazioni cambiano man mano che si guarda verso i bordi della sua visione. A una frequenza di 5,0 gigahertz, i ricercatori hanno scoperto che il fascio di luce polarizzata circolarmente è leggermente spostato, con i due spin opposti del segnale che raggiungono il picco in punti separati da quasi 10 arcosecondi. Questo minuscolo spostamento, sebbene piccolo rispetto alle dimensioni del fascio, è sufficientemente significativo da creare errori sistematici se non preso in considerazione. A una frequenza più alta di 6,7 gigahertz, questo spostamento è così piccolo da non poter essere risolto dal loro modello, suggerendo che il telescopio sia ancora più stabile a quella frequenza.

Forse la cosa più importante è che il team ha scoperto che la capacità del telescopio di mantenere puri i segnali di polarizzazione degrada man mano che ci si allontana dal centro. Nel mezzo del fascio, lo strumento è incredibilmente preciso, con una misura di purezza che raggiunge gli 80 decibel, il che significa che separa quasi perfettamente i diversi tipi di vibrazione. Tuttavia, man mano che il segnale si sposta verso il bordo del fascio principale, questa purezza diminuisce drasticamente e il telescopio inizia a far "perdere" una piccola quantità di luminosità totale nelle misurazioni di polarizzazione. Quando il segnale raggiunge il primo anello di luce più debole che circonda il fascio principale, la capacità dello strumento di distinguere la vera polarizzazione dal rumore diventa molto più debole. I ricercatori hanno anche scoperto che il telescopio è leggermente più efficiente a 5,0 gigahertz, catturando circa il 56,4 per cento del segnale disponibile nel suo fascio principale, rispetto al 55,6 per cento a 6,7 gigahertz.

Queste scoperte forniscono una base cruciale per le osservazioni future. I ricercatori sottolineano che il telescopio non può essere descritto da un singolo numero semplice che si applichi all'intero cielo. Al contrario, il suo comportamento è una proprietà complessa e dipendente dalla direzione che deve essere mappata in dettaglio. Il modello computerizzato che hanno creato funge da linea di base, un punto di riferimento che i futuri astronomi potranno utilizzare per correggere i loro dati. Quando il telescopio verrà utilizzato per osservare reali sorgenti cosmiche, gli scienziati potranno confrontare le misurazioni effettive con questa mappa simulata per rimuovere l'influenza del proprio strumento. Ciò assicura che, quando vedranno finalmente i campi magnetici di galassie distanti o il gas rotante attorno a stelle appena nate, stiano vedendo l'universo così com'è realmente, e non come il telescopio lo ha alterato.