LGS Wave Front Sensor ci riesce grazie a un “firmamento” artificiale di stelle di riferimento, fatte con il laser. Grazie all’analisi della loro luce che, da circa 90 km di altitudine, torna a Terra, vengono riconosciute le deformazioni alle onde luminose indotte dalla turbolenza degli strati d’aria presenti sopra il telescopio e vengono quindi impartiti in tempo reale i comandi per sagomare opportunamente gli specchi dello strumento e annullarne così gli effetti sulle riprese astronomiche. Questo sistema è stato studiato da gruppo di ricercatori dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Bologna che ha guidato il consorzio europeo per lo studio di fase A, denominato “Maory”, del sistema di ottica adattiva multi-coniugato per l’E-ELT. Lo studio ha superato con successo la revisione finale da parte di ESO (European Southern Observatory) nel dicembre 2009.

Abbiamo rivolto a Italo Foppiani, dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Bologna, System Engineer di  LGS Wave Front Sensor, alcune domande sullo strumento.

Sulla Terra la degradazione delle immagini astronomiche dovute alla turbolenza atmosferica è un fattore ineliminabile. Ma la tecnologia negli ultimi anni ci sta venendo in aiuto con l’ottica adattiva. Come funzionano questi dispositivi?

L’ottica adattiva corregge i disturbi provocati sulle immagini dai moti turbolenti dell’aria sopra il telescopio “semplicemente” introducendo sullo specchio dove si forma l’immagine una deformazione uguale e contraria, che restituisce così una ripresa analoga a quella che si avrebbe se lo strumento fosse in orbita, come il telescopio spaziale Hubble, che ovviamente non risente di questi problemi.

E in particolare, quali sono i punti di forza di LGS Wave Front Sensor?

Questo dispositivo di cui abbiamo un prototipo presso l’Osservatorio Astronomico di Bologna è il cuore del sistema di misura del fronte d’onda che analizzerà la luce di stelle artificiali prodotte da raggi laser emessi in direzione della porzione di cielo che andrà a osservare E-ELT. Queste informazioni serviranno a misurare  istante per istante la distorsioni indotte dalla turbolenza atmosferica e a elaborare in tempo reale le correzioni da impartire agli specchi del telescopio per annullarne gli effetti.

Vede possibili altre applicazioni dell’ottica adattiva al di fuori dell’astronomia?

Sicuramente questi dispositivi potrebbero essere impiegati con successo nel telerilevamento o nella trasmissione dati in atmosfera libera con fasci laser. Ma questa tecnica potrebbe essere applicata ai concentratori solari per avere da essi una resa energetica più elevata. Infine un’applicazione dell’ottica adattiva, ancora di là a venire ma assolutamente promettente, è quella della correzione dei difetti dell’occhio umano.

Il gruppo di ricerca presso l’Osservatorio Astronomico di Bologna che ha guidato lo studio di fase A denominato “Maory” del sistema di ottica adattiva multi-coniugato per l’E-ELT è composto da Emiliano Diolaiti (PI), Italo Foppiani (System Engineer), Matteo Lombini, Laura Schreiber, Giovanni Bregoli, Giuseppe Cosentino (Università di Bologna), Paolo Ciliegi, Michele Bellazzini. Al progetto hanno collaborato anche Chris Butler dell’INAF-IASF di Bologna e Andrea Baruffolo dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Padova.

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L'interno della facility FCXP all'INAF IASF di Roma

Non lasciatevi ingannare dal nome: non è il monolocale segreto degli agenti Mulder e Scully. Di “x-files” ne produce parecchi, d’accordo, ma contengono informazioni tutt’altro che riservate, anzi. Tutti dati destinati alla pubblicazione. Perlopiù, si tratta dei risultati dei test ai quali vengono sottoposti i detector per raggi X in procinto di essere lanciati nello spazio a scopo scientifico. Strumenti, però, che possono essere impiegati anche in ambito medico. Per esempio, per ridurre sempre più la quantità di radiazioni alle quali ci tocca esporci quando dobbiamo farci una lastra. Il suo nome è FCXP (facility per calibrazione con raggi X polarizzati), ed è un laboratorio allestito dal Gruppo di astrofisica delle alte energie e tecnologie relative (AAE&TR) dell’INAF-IASF di Roma. Lo scopo? Calibrare, ad altissima precisione e in tutta tranquillità, la strumentazione per raggi X.

Nel pieno rispetto della normativa sulla sicurezza, l’ambiente di calibrazione è situato in una stanza di circa 15 metri quadri completamente schermata da uno strato di un millimetro di piombo. Al suo interno sono disponibili tubi a raggi X di media potenza (50 W) con anodi di vari materiali. Per esempio: titanio, molibdeno, oro e rodio. La posizione delle sorgenti di raggi X è regolabile grazie a un banco ottico con un sistema di slitte motorizzate, controllate in remoto via computer, in grado di muovere i rivelatori da calibrare in due direzioni in traslazione e su due assi in rotazione. Il tutto con una precisione di pochi micron. Collimatori e diaframmi permettono poi di variare la forma del fascio di raggi X.

«Fino a oggi l’abbiamo utilizzata per caratterizzare due tipi di strumenti: un polarimetro per raggi X sviluppato per andare a studiare l’emissione di buchi neri e stelle di neutroni», elenca Yuri Evangelista, assegnista di ricerca del Gruppo AAE&TR, «e rivelatori che possono essere impiegati sia per strumentazione scientifica sia, in campo medico, per la diagnostica per immagini. Ora questi rivelatori sono oggetto della proposta LOFT, una missione scientifica recentemente selezionata dall’ESA».

La facility offre inoltre la possibilità di ottenere fasci di raggi X polarizzati e monocromatici per mezzo della diffrazione di Bragg. Fasci con caratteristiche eccellenti: il livello di polarizzazione del fascio di raggi X di energia compresa tra 1.6 e 20 keV arriva al 100%, e le righe mono-cromatiche hanno larghezza inferiore a 10 eV. Una peculiarità, quella di generare fasci polarizzati, forse di scarso interesse se dobbiamo farci una radiografia al polso, ma fondamentale se vogliamo svelare i segreti dell’universo violento. «Certo, per l’astrofisica delle alte energie è cruciale», spiega Evangelista, «perché la polarizzazione fornisce un’informazione in più, oltre al “colore” della luce, per conoscere i processi fisici che originano i raggi X all’interno di un buco nero, per esempio, o nelle sue immediate vicinanze».

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Il segreto di questa precisione sta nel cuore di questo straordinario microgravimetro: un cristallo piezoelettrico, che cioè modifica le sue proprietà elettriche in base alle sollecitazioni ricevute. Nel caso specifico, maggiore è la massa depositata sulla superficie sensibile della microbilancia, minore la frequenza di oscillazione del cristallo. Pertanto, da una semplice misura della rapidità con cui vibra il cristallo si può risalire ad una misura di massa molto piccola. Qualunque altro metodo tradizionale non riuscirebbe a restituire misure così accurate.

Per distinguere la componente solida dalla componente gassosa poi, il sensore può essere riscaldato a temperature elevate, fino a 600 °C. Una caratteristica cruciale, questa. E unica, visto che finora sistemi che impiegavano lo stesso metodo di misura non riuscivano a superare i 200° centigradi.

Le applicazioni che questa tecnologia potrebbe avere sono tra le più disparate. In ambito scientifico, e più precisamente in ambienti planetari, il sistema sviluppato per VISTA permette la rilevazione di grani di polvere e dei materiali volatili (organici e acqua) assorbiti su di essi, come anche di ghiacci (per esempio di acqua e anidride carbonica) . In ambito industriale, consente il monitoraggio in tempo reale dei processi di combustione, come le emissioni di particolato, e dunque la funzionalità dei catalizzatori o dei filtri anti-particolato dei motori Diesel. Applicando questo metodo di indagini a situazioni più grandi sia dal punto di vista delle dimensioni che delle masse di gas da analizzare, è facile pensare al monitoraggio delle emissioni dei termovalorizzatori. O, ancora, della presenza di gas e particolati associata all’attività vulcanica.

Abbiamo rivolto alcune domande a Ernesto Palomba, dell’INAF-IFSI di Roma su VISTA.

Palomba, come fa questa bilancia a ottenere misure così accurate?

In effetti, questa bilancia, oltre ad essere sensibilissima, è anche ‘micro’: pensate alla grandezza di una moneta da due centesimi di euro. E’ essenzialmente composta da un cristallo di quarzo che oscilla ad una frequenza fissata e ben conosciuta. Quando del condensato si va a depositare sulla microbilancia, la velocità di oscillazione del cristallo diminuisce. Dunque da questa variazione della frequenza siamo in grado di stabilire quanta massa è presente sul sensore.

Ma oltre alla massa, VISTA è anche in grado di riconoscere la composizione del campione analizzato. È così?

Si, questo dispositivo è dotato di un micro riscaldatore integrato, in grado di innalzare in modo controllato la sua temperature e di conseguenza quella del materiale depositato su di esso. Se in esso sono presenti materiali volatili, come ad esempio acqua allo stato di ghiaccio, è possibile farli sublimare e separare quindi queste componenti dalla parte rocciosa del campione.

Per questo dispositivo avete pensato applicazioni in ambiti diversi da quelli della ricerca astrofisica?

Impiegando cristalli diversi dal quarzo siamo riusciti a realizzare microbilance in grado di essere riscaldate e funzionare alla perfezione anche a 600-700 °C. Questo ci ha fatto pensare a un’utilizzo di questi dispositivi nel settore ambientale, in particolare per il controllo delle particelle fini prodotte dalla combustione nei termovalorizzatori. Oppure l’analisi delle emissioni nei filtri antiparticolato dei motori Diesel. Ma questo tipo di bilance potrebbe essere utilissimo anche nel monitoraggio dei fumi prodotti in seguito a eruzioni vulcaniche.

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La facility per i test di burn-in allo IASF di Roma

I componenti per i satelliti, loro, li progettano, li realizzano e a volte… li distruggono. Succede nei laboratori dell’INAF-IASF di Roma, all’Area della ricerca di Tor Vergata. Ma niente paura, qui l’autolesionismo non c’entra, il rischio è tutto calcolato. Le condizioni ostili ricreate nella facility per i test di burn-in e compatibilità termica a range esteso – dove tensioni, correnti e temperature vengono spinte a soglie a volte insostenibili per i poveri circuiti elettronici che ci finiscono dentro – hanno infatti uno scopo ben preciso: sottoporre i dispositivi in procinto di lasciare la Terra a un rodaggio, appunto, spaziale. Solo quelli che ne escono indenni ottengono il via libera, l’ambito diploma di space qualified, ovvero “qualificati per lo spazio”. Il motivo è presto spiegato: una volta lassù, riparare un componente difettoso implicherebbe, nei migliori dei casi, un intervento a costi proibitivi. Se non proprio impossibile. Dunque, meglio evitare sorprese: se deve andare in tilt, meglio che lo faccia prima, qui a terra, sotto l’occhio attento di tecnici e ricercatori.

Ma cosa accade, a un circuito elettronico, quando viene sottoposto a stress? Iniziano a presentarsi cali di performance e guasti: molti all’inizio, sempre meno mano a mano che il tempo passa, secondo un andamento che gli addetti ai lavori chiamano bathtub curve, curva a vasca da bagno. Lo sa bene Alda Rubini, dell’INAF IASF di Roma: in vent’anni di campagne di misura, in quanto coordinatrice del gruppo che si occupa di questi test, di condensatori e circuiti integrati cadere sul campo ne ha visti parecchi. «La prova più temuta? Ovviamente la temperatura. Perché, soprattutto per i componenti commerciali, il massimo è 80 gradi: un limite che nelle nostre apparecchiature potrebbe venir superato. I componenti più delicati, invece, sono di solito quelli analogici, perché su di essi le temperature elevate possono avere un effetto di rottura dei collegamenti interni. Ma si tratta di problemi risolvibili. L’importante», sottolinea Rubini, «è individuare il componente che si guasta, così da poter modificare la progettazione, o introdurre dei raffreddatori».

Rispetto a processi di certificazione analoghi, la facility dello IASF di Roma – nella quale sono coinvolti anche i ricercatori INAF dello IASF di Bologna, dell’Osservatorio di Capodimonte (NA) e della sede centrale, insieme al personale dell’ISC-CNR di Roma – permette una riduzione dei costi fino al 60%. E i risultati dei test sono disponibili in tempi molto minori. Tutto grazie all’elasticità della strumentazione e alla competenza acquisita negli anni, su numerose missioni spaziali, dal personale del laboratorio. Competenza della quale vanno giustamente orgogliosi: «In ogni esperimento in cui siamo stati coinvolti», spiega Rubini, «abbiamo cercato di acquisire, allestire e migliorare, nei nostri laboratori, apparecchiature che ci permettessero di eseguire i test richiesti dalle agenzie spaziali (ESA, NASA). E di produrre la documentazione relativa. Così ora siamo in grado di progettare apparati elettronici e vari tipi di detector (scintillatori, polarimetri fotoelettrici e a scattering, con chip a strip e a drift di silicio), di realizzare le parti meccaniche e di sviluppare il relativo software, sia di simulazione che per l’analisi dati».

La lista dei satelliti i cui componenti sono passati al vaglio di questa facility è lunga, un vero e proprio album di famiglia dei più importanti esperimenti spaziali per le alte energie degli ultimi decenni. «Abbiamo iniziato con Figaro, poi abbiamo fatto SAX, SXRP, JEM-X per INTEGRAL, vari tipi di polarimetri, SuperAGILE e, più di recente, una serie di test per LOFT», elenca Rubini. «Ma il tipo di prove che possiamo mettere a punto non vale solo per le apparecchiature spaziali: servono anche per le apparecchiature da terra. Dispositivi biomedicali, per esempio, o automobilistici. O anche per telescopi terrestri, come VST. Perché è un tipo di test che va fatto comunque. In passato ci ha contattato persino la Fiat Ricerche, per test su apparecchiature automobilistiche, ma la collaborazione non è potuta andare avanti per una questione di regolamenti: quelli dell’epoca non prevedevano questo tipo di scambio».

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FARADAY (acronimo di Focal-plane Arrays for RadioAstronomy, Design Access and Yeld), sviluppato da gruppi di ricerca INAF dell’Istituto di Radioastronomia di Bologna, dell’Osservatorio Astrofisico di Arcetri e dell’Osservatorio Astronomico di Cagliari, è appunto un sistema ricevente ad altissime prestazioni che equipaggerà il Sardinia Radio Telescope. Ogni suo componente è stato progettato e realizzato per raggiungere le massime prestazioni possibili in termini di basso rumore introdotto nel processo di amplificazione e larga banda di analisi nel dominio delle microonde. Ad esempio, la sezione di amplificazione è stata realizzata con componentistica che sfrutta la tecnologia MMIC (circuiti integrati monolitici per microonde), che permette di realizzare circuiti integrati a banda larga utilizzando un unico substrato di materiale semiconduttore. Livelli di prestazione che potrebbero trovare applicazione anche al di fuori dell’astronomia: amplificatori con queste caratteristiche riescono infatti ad aumentare la sensibilità della strumentazione a microonde e a onde radio utilizzata in medicina, in particolare in campo diagnostico.

Abbiamo rivolto a Renzo Nesti, dell’INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri alcune domande per conoscere meglio il sistema FARADAY e le sue peculiarità, in particolar modo ciò che riguarda il sistema passivo di front-end, ossia la sezione iniziale del radioricevitore, di cui ha guidato lo sviluppo.

Nesti, può “presentarci” FARADAY?

Questo progetto è nato alcuni anni fa, nell’ambito del quinto Programma Quadro europeo della ricerca, come studio di fattibilità per il consorzio RADIONET di un ricevitore per radioastronomia in grado di osservare contemporaneamente più punti in cielo. Nel nostro caso abbiamo da subito pensato di ottimizzare questo ricevitore per il nuovo radiotelescopio italiano SRT, dotandolo della possibilità di fare misure contemporanee in sette punti del cielo, nella banda compresa tra 18 e 26,5 GHz, sia nel continuo che in spettroscopia. All’epoca non era mai stato realizzato un dispositivo di caratteristiche analoghe, e quindi devo dire che avviare questo progetto è stata davvero una scommessa tecnologica per tutti gli elementi del ricevitore, compreso il suo ‘cuore’ ovvero l’amplificatore a bassa cifra di rumore. A FARADAY partecipano gruppi di ricerca INAF  dell’Istituto di Radioastronomia, dell’Osservatorio Astrofisico di Arcetri e dell’Osservaotrio Astronomico di Cagliari.

Può indicarci alcune delle caratteristiche più avanzate di questo sistema ricevente?

Per quello che riguarda la sezione di cui mi sono occupato direttamente, una delle caratteristiche più importanti è quella della separazione delle polarizzazioni circolari delle onde incidenti, cioè quella di riconoscere quale sia il senso di rotazione del campo che propaga il segnale radio. La precisione che possiede il dispositivo non è mai peggiore, su tutte le frequenze coperte, dell’1 per cento e dell’1 per mille su gran parte della banda. Un’altra caratteristica di assoluto rilievo di questo ricevitore è la sua temperatura di rumore, un parametro molto tecnico che può essere pensato come un numero che dà la misura della sensibilità dello strumento. 80 kelvin – tanto è il valor medio di questo parametro per FARADAY – è una cifra di assoluto rilievo se comparata ai dispositivi analoghi oggi operativi nel mondo. Colgo l’occasione per sottolineare che i colleghi statunitensi dell’NRAO (National Radio Astronomy Observatory) hanno sviluppato e testato uno strumento di caratteristiche e qualità simili per il radiotelescopio di Green Bank quasi un anno e mezzo dopo il nostro!

Certamente questa esperienza acquisita con FARADAY potrà essere utilizzata per progetti ancora più ambiziosi…

Sì, confortati dagli ottimi risultati finora raggiunti, vorremmo estendere la qualità dei sistemi di ricezioni a frequenze più elevate, partendo dallo sviluppo di un dispositivo ad elevata sensibilità che operi nella banda compresa tra 33 e 50 GHz per arrivare al limite della capacità di ricezione di SRT, che è di 100 GHz. Ovviamente, via via che si sale con la frequenza, le complicazioni tecnologiche aumentano, visto che i componenti dei ricevitori divengono più piccoli, e quindi più difficili da realizzare a parità di prestazioni attese.

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Il cluster di AVES presso l'INAF IASF Roma

Per i suoi neuroni al silicio, galassie e molecole pari sono: che si tratti di correre nei meandri d’enormi database o di mettere in moto modelli 3D d’interazioni complesse, la sua architettura modulare è quello che ci vuole. Sviluppato presso l’INAF IASF di Roma per analizzare i dati del satellite ESA per le alte energie INTEGRAL, AVES è un sistema di calcolo innovativo, a basso costo e facilmente esportabile ad altre applicazioni.

Basato su un’architettura di tipo cluster, l’hardware di AVES consiste attualmente in 34 PC commerciali: 4 dedicati a compiti di gestione e sicurezza (firewall e sistemi di protezione, per prevenire intrusioni informatiche), e i restanti 30 come nodi per il calcolo vero e proprio. Le prestazioni, grazie anche a uno speciale file system fatto in casa, sono di tutto rispetto: 7.5 terabyte di memoria on-board condivisa fra tutti gli utenti e 350 gigaflop di potenza di calcolo. Circa 200 volte più veloce, dunque, rispetto ai sistemi precedentemente in uso per il software di analisi del satellite.

Grazie all’architettura modulare, il sistema è però facilmente espandibile fino a 120 nodi, arrivando così a circa 1.5 teraflop di potenza, 1900 terabyte di storage e 480 gigabyte di ram veloce: il cervello ideale per la gestione di database veloci o per il rendering architetturale, industriale e scientifico. Ma anche per la modellazione 3D in ambito medico e bioinformatico, o per lo studio di interazioni molecolari attraverso le tecniche di dinamica molecolare e docking. Il software d’interfaccia, sviluppato ad hoc, effettua un adattamento al calcolo parallelo, aumentando così la velocità di esecuzione di programmi altrimenti non ricompilabili su architetture parallele.

Lo sviluppo del software, presentato giusto un anno fa a Tor Vergata, è frutto d’una collaborazione fra Memmo Federici, dell’INAF IASF di Roma, e Bruno Martino, dell’Istituto di Analisi dei Sistemi Informatici “Antonio Ruberti” del CNR. A Memmo Federici abbiamo chiesto quale impatto sta avendo il cluster AVES sull’attività degli scienziati di INTEGRAL:

«È presto detto: per analisi dati che prima richiedevano diverse settimane o mesi, ora sono sufficienti poche ore, qualche giorno al massimo. Un guadagno notevole».

E tutto grazie a PC economici, di quelli che si trovano anche al centro commerciale?

«In realtà ci affidiamo a fornitori accreditati da anni, per avere hardware di buona qualità. Ma in ogni caso si tratta di computer di basso costo, di fascia consumer, più o meno identici a quelli che si trovano in un qualsiasi centro commerciale. Per il sistema operativo, avendo implementato Linux, open source e completamente gratuito, non abbiamo dovuto spendere nemmeno un euro. Tutto il resto del software è stato sviluppato da noi, interamente in casa. File system compreso, visto che fra quelli esistenti non ce n’era uno che soddisfacesse del tutto le nostre esigenze ».

Per AVES c’è anche una richiesta di brevetto in corso, no?

«Sì, è così. Il cluster presenta alcuni aspetti innovativi, e con l’INAF stiamo preparando la domanda di brevetto».

Una volta che INTEGRAL avrà finito il suo lavoro, che ve ne farete di tutto il sistema?

«Anzitutto, occorre dire che la missione INTEGRAL è stata estesa fino al 2014, dunque abbiamo ancora almeno tre anni di dati da analizzare. Per quanto riguarda utilizzi in altri ambiti, certamente c’è la bioinformatica, visto che AVES è in grado di fare dinamica molecolare e docking. E il settore della modellazione in genere, compreso il rendering nei sistemi di CAD meccanici».

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Ma l’esperienza insegna che ogni oasi, sia essa naturalistica o astronomica, è sempre a rischio. Così è stato realizzato presso l’Osservatorio INAF di Cagliari MobLab. Un vero e proprio guardiano dell’etere a quattro ruote motrici, equipaggiato di tutto punto con strumentazione elettronica allo stato dell’arte. “Ad un primo sguardo potrebbe sembrare un normale furgone, seppure di grandi dimensioni, essendo lungo sei metri” dice Pietro Bolli, dell’Osservatorio Astronomico di Cagliari. “Quando però entra in azione, sollevando il palo telescopico che può raggiungere 11 metri di altezza, e alla cui estremità sono poste delle antenne orientabili, scopre la sua vera identità: quella di stazione mobile per il monitoraggio dell’occupazione della banda radio, in particolare quella compresa tra 300 MHz e 40 GHz”.

Ma è davvero così critico il disturbo che può essere indotto da segnali di natura “umana” nelle osservazioni radioastronomiche?

I radioastronomi osservano l’Universo in porzioni dello spettro elettromagnetico che sono adiacenti, ed alle volte addirittura sovrapposte, a tanti altri servizi di natura umana: ponti radio, radiodiffusione, telefonia cellulare e satellitare, per citare i principali. E l’intensità dei segnali provenienti dalle più remote sorgenti cosmiche e ricevuta a terra è drasticamente più bassa di qualunque emissione prodotta dall’uomo. Quanto? Più o meno un milione di miliardi di volte!

Questo concentrato di tecnologia potrebbe essere impiegato anche per scopi diversi dall’ambito prettamente astrofisico?

Sicuramente MobLab può essere impiegato efficacemente nel monitoraggio ambientale dei livelli di campo elettrico e magnetico, per verificare il rispetto della normativa in materia di inquinamento elettromagnetico. Ma può condurre anche verifiche di interferenze relative ad altri servizi utilizzati quotidianamente da ciascuno di noi. Per esempio, le missioni di ‘Capitan Ventosa’ a Striscia la Notizia sono attività molto simili a quelle che svolgiamo noi tutti i giorni!

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Ci sono tanti modi per levigare una superficie. La si può piallare, per poi sbozzarla con la lima, quindi lavorare di fino con la carta vetrata, per esempio. Se è una superficie particolarmente delicata, come quella del nostro viso, è invece più saggio ricorrere a un morbido peeling. L’importante, in ogni caso, è non esagerare: asportare solo lo stretto necessario, fino a raggiungere la forma e la levigatezza desiderate.

Ma a quale precisione si può ambire? Nella costruzione delle ottiche per i telescopi, affinché tutto funzioni a dovere, la curvatura  raggiunta dev’essere pressoché perfetta, identica a quella teorica suggerita da modelli e simulazioni. E le asperità massime consentite, in alcuni casi, si misurano in decine di atomi. Una precisione letteralmente nanometrica, dunque. Per lavorare a questi livelli di perfezione, non c’è carta vetrata o molatrice che tenga. Occorre una tecnologia completamente diversa, come quella messa a punto nei laboratori di Merate, dell’INAF-Osservatorio astronomico di Brera, in collaborazione con la Selex-Galileo di Firenze: un peeling delicatissimo, e al tempo stesso implacabile, a base di ioni di argon.

Il procedimento, chiamato Ion Beam Figuring (IBF), si basa su una sorta di sabbiatrice atomica: un cannone in grado di sparare non sabbia o microsfere metalliche, come avviene di solito, bensì un fascio di ioni di gas. Il vantaggio non sta solo nella precisione: la tecnologia IBF si può applicare a qualunque tipo di forma ottica (free-form), ed è deterministica. «A seconda del tempo in cui il fascio rimane in una data zona», spiega infatti Mauro Ghigo, ricercatore all’INAF di Brera e responsabile del team di ricerca per la lavorazione ionica degli specchi, «viene rimossa una maggiore o minore quantità di superficie. In tal modo – essendo nota a priori la forma della superficie con relativi errori, la quantità di materiale rimossa per unità di tempo e la superficie finale voluta – è possibile calcolare esattamente quanto tempo il fascio di ioni deve insistere su una determinata zona, rimuovendo così tutti gli errori fino a ottenere la superficie desiderata. Ed è sufficiente un unico ciclo per arrivare a convergenza».

Lo strumento NIRSpec

Ottiche così perfette trovano applicazione non solo in ambito astrofisico: fanno gola, per esempio, per la realizzazione delle beamline dei sincrotroni, dei concentratori a raggi ultravioletti per la nanolitografia, degli interferometri ottici e nelle missioni spaziali di monitoraggio terrestre o per la difesa. Proprio dalle facility IBF dei laboratori di Merate (ne sono presenti due, una delle quali, permettendo di lavorare ottiche fino a 1500 mm di diametro, è fra le maggiori attualmente disponibili al mondo) è uscito uno degli specchi di NIRSpec (Near Infrared Spectrograph). «Si tratta di uno spettrografo che volerà a bordo del James Webb Space Telescope, l’erede dell’Hubble Space Telescope», dice Ghigo, «e lo specchio che abbiamo realizzato, utilizzando la tecnologia IBF, per il treno ottico di NIRSpec ha appunto una precisione attorno ai 5-6 nanometri».

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Da questa tecnologia di avanguardia, che equipaggia lo strumento LFI (Low Frequency Instrument) è nata Viky, una speciale videocamera, studiata e realizzata – per ora come prototipo – da ricercatori dell’INAF-IASF di Bologna. ViKy riesce a individuare la presenza di oggetti metallici anche sotto ai vestiti, in condizioni di scarsa visibilità e in modo totalmente passivo: ovvero, senza inviare sul soggetto da esaminare alcun tipo di radiazione.

Qualità che potrebbero essere di enorme interesse nel settore della sicurezza, specie in aree soggette ad elevato rischio di attentati terroristici, come ad esempio nei controlli ai varchi aeroportuali o in zone in cui si trova una grande concentrazione di persone.

In più, la videocamera ViKy, già nella sua attuale configurazione è compatta e facilmente trasportabile. Il PC al quale è collegata permette di osservare in tempo reale l’immagine della scena sia alle microonde sia nell’ottico. E rispetto ai tradizionali sistemi di mappatura termica, come per esempio i sensori a infrarossi, la tecnologia a microonde che utilizza gli consente di funzionare senza problemi anche in condizioni estreme: nebbia, fumo, polvere e pioggia non sarebbero assolutamente di intralcio per un sistema di controllo che utilizzasse la tecnologia di ViKy.

Abbiamo rivolto alcune domande su questo sistema a Juri Zuccarelli, dell’INAF-IASF di Bologna, che è il referente del progetto.

Cosa è il sistema ViKy?

ViKy è l’acronimo di video camera per immagini in banda Ka. La video camera riproduce in tempo reale l’immagine della scena che si sta osservando utilizzando un ricevitore alle onde millimetriche. Il prototipo realizzato può essere distinto in 5 sottosistemi composti rispettivamente da un sistema d’antenna, un sistema elettronico per il controllo della scansione dell’immagine, una catena radiometrica, un sistema di movimentazione meccanico su due assi e un sistema di acquisizione ed elaborazione elettronica dell’immagine. Tale video camera è in grado di identificare la presenza di eventuali oggetti metallici (anche nell’eventualità in cui questi siano coperti da vestiti).  Il lavoro di studio, progettazione e test del sistema ViKy è stato interamente condotto da personale IASF presso i laboratori della sezione di Bologna.

Da quale ambito scientifico proviene la sua tecnologia?

Il progetto di video camera millimetrica è nato nel 2005 come uno dei possibili progetti di trasferimento delle tecnologie millimetriche in uso nel satellite Planck dell’Agenzia Spaziale Europea. In particolare l’antenna horn di ViKy è stata realizzata seguendo lo stesso procedimento di elettroformatura adottato per la realizzazione delle antenne dello strumento LFI a bordo di Planck.

Quali sono le sue caratteristiche principali?

ViKy è un sistema completamente passivo ovvero non utilizza alcune forma di radiazione ionizzante. L’imaging passivo a questa frequenza permette di ottenere immagini in falsi colori sia durante il giorno sia durante la notte; inoltre, grazie alla trasparenza alle lunghezze d’onda millimetriche del vapor d’acqua, è possibile vedere anche in presenza di avverse condizioni meteo: nebbia, nuvole e pioggia sottile al contrario di quanto non si riesca a fare con sistemi di visione infrarossi. Il primo componente innovativo della video camera ViKy consiste nel sistema d’antenna funzionante a 35 GHz e composto da un riflettore piatto (reflectarray) e da una antenna horn corrugata. Benché negli ultimi anni la teoria elettromagnetica dei reflectarray sia stata ampiamente discussa, ne esistono solo pochi che operano a questa frequenza a causa delle difficoltà di progettazione e realizzazione. Il reflectarray è illuminato da un horn che può trovarsi in una configurazione in asse o fuori asse. Nella superficie piatta del reflectarray sono uniformemente distribuiti gli elementi radianti dell’antenna chiamati patch. Variando in maniera opportuna le dimensioni di ciascuna patch è possibile variare la fase dell’onda riflessa rispetto a quella incidente. L’onda piana incidente sul reflectarray viene focalizzata sull’horn come farebbe un riflettore parabolico.

Il secondo componente innovativo è il radiometro total power. Esso amplifica e rivela il segnale proveniente dal sistema d’antenna trasformando una radiazione elettromagnetica in un segnale in corrente continua che viene successivamente elaborato e digitalizzato per ottenere l’immagine finale. Il prototipo realizzato effettua una scansione meccanica che potrà in futuro essere sostituita da una scansione elettronica del fascio d’antenna avvalendosi di variatori di fase a MEMS (Micro Electro Mechanical Systems). Tale soluzione permetterà di ottenere un sistema d’antenna riconfigurabile a basso costo, veloce nella scansione e di dimensioni e peso ridotti in modo da essere utilizzato in dispositivi portatili ultraleggeri.

Quali vantaggi potrebbe portare l’introduzione di Viky nei controlli per la sicurezza di aree sensibili come, ad esempio, gli aeroporti?

Un’indagine pre-brevettuale ha evidenziato l’originalità  del progetto ViKy dimostrata dal fatto che non esistono ad oggi sistemi di visione passivi, accoppiati ad un’antenna reflectarray. L’indagine sottolinea quindi le elevate potenzialità del sistema ViKy in termini di applicazioni commerciali; una delle quali potrebbe per esempio consistere nell’implementazione degli attuali sistemi di sicurezza in campo aeroportuale. La video camera potrebbe essere infatti integrata agli attuali sistemi radar usati per “guidare” un aereo nelle fasi di decollo e atterraggio e per scongiurare la presenza di oggetti nella pista. In alternativa può integrare o sostituire gli attuali metal detector per la rivelazioni di armi nascoste.

State pensando di utilizzare questa tecnologia anche in altri settori della vita quotidiana?

Stiamo attualmente lavorando alla progettazione di un analogo sistema che funzioni a frequenze prossime ai 100 GHz in modo da poter contare su una maggior risoluzione spaziale e una migliore sensibilità termica rispetto a quelle attualmente ottenibili con il prototipo ViKy. Queste migliorie consentirebbero di ampliare lo spettro delle possibili applicazioni pratiche di questa tecnologia potendo eventualmente arrivare ad includere, per esempio, anche applicazioni in ambito medicale.

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Dalla sinergia tra l’INAF-IASF Roma e l’INFN di Pisa, arriva ora un nuovo tipo di polarimetro per i raggi X, basato sull’effetto fotoelettrico, per colmare questa lacuna. Chiamato Gas Pixel Detector (GPD), è uno strumento a immagini per raggi X che permette di “fotografare” il percorso dei fotoelettroni emessi in una cella di gas anche a bassa energia (da 2 a 35 keV), quando la traccia è lunga pochi decimi di millimetro appena. I prototipi attuali sono estremamente compatti , e hanno peso (1.6 kg) e consumo (5 W) molto ridotti. Inoltre, a differenza degli strumenti concorrenti costruiti oggi in tutto il mondo, il GPD unisce l’elevata sensibilità alla polarizzazione e le buone capacità spettroscopiche con la possibilità di produrre un’immagine della sorgente.

Ma a che può servire, uno strumento del genere, oltre a studiare stelle e buchi neri? Lo abbiamo chiesto a Fabio Muleri, assegnista di ricerca presso il gruppo dell’INAF-IASF di Roma che ha sviluppato il polarimetro X.

«La polarimetria è una delle tecniche di diagnostica principali per lo studio dei plasmi nei tokamak, i dispositivi in cui si tenta di raggiungere la fusione dell’idrogeno al fine di produrre energia. Uno dei problemi principali è comprendere il funzionamento di questi plasmi. E la polarimetria potrebbe essere di grande aiuto».

Visto da fuori, come si presenta, il Gas Pixel Detector?

«Il rivelatore vero e proprio è una scatolina di un centimetro e mezzo per un centimetro e mezzo. Complessivamente, o strumento pesa meno di un chilo, ed è racchiuso in una scatola di 10x15x8 cm».

Ne esistono molti, in commercio?

«Per le caratteristiche che ha, il nostro è unico. In generale, gli strumenti per misurare la polarizzazione dei raggi X, nel mondo, sono pochissimi. E sono ancora meno per quello che riguarda l’astrofisica. Noi siamo in concorrenza con un gruppo  americano che ha sviluppato un altro polarimetro. Il loro ha una maggiore efficienza, ma questo lo costringe a sacrificare altre caratteristiche. Il nostro strumento, per esempio, è l’unico polarimetro X in grado di produrre un’immagine della sorgente, a differenza di quello americano. Inoltre, riusciamo a ottenere tutte le caratteristiche del fotone: il tempo di arrivo nello strumento, la direzione, il livello energetico e la polarizzazione».

Per saperne di più:

• Ascolta l’intervista integrale a Fabio Muleri
• Leggi l’articolo “Gas pixel detectors”, di R. Bellazzini et al., pubblicato su Nuclear Instruments and Methods in Physics Research nel 2007
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