Ingeniero Civil Eléctrico / Para disminuir el ruido de la atmósfera se construyen receptores de radio denominados separadores de banda. Su implementación tradicional requiere de componentes analógicos denominados híbridos de cuadratura (dispositivos que reciben dos señales de entrada y las combinan directamente y con una diferencia de fase de 90 º ). Se propuso remplazar uno de estos componentes analógicos por uno óptico y fotónico lo que dará mayor flexibilidad al sistema. En este trabajo se construyó un montaje experimental para demostrar que el dispositivo es aplicable en astronomía. En particular se probó el funcionamiento del híbrido de cuadratura óptico COH24-X de Kylia, junto con los demás elementos del sistema como los fotodiodos DSC20H de Discovery Semiconductors, Inc. Para esto se construyó el montaje del sistema, como cajas y protecciones para los sistemas más delicados, para luego proceder a caracterizar los dispositivos. Se realizó lo posible para disminuir las pérdidas al conectar los distintos elementos, usando dispositivos de fibras ópticas de polarización mantenida (PM o Polarization-maintainingl fiber). En los resultados se encontró que a pesar de las perdida, los equipos trabajan bien. Preliminarmente, la visualización del desfase de las salidas 1 (R+L) y 3 (R+jL) del híbrido al pasar por los fotodiodos en un osciloscopio Agilent 54622A, tenía un offset. Se comprobó que era resultado de los diferentes largos eléctricos, en particular de los cables RF. Se hicieron pruebas con varios equipos, y se desprende que el híbrido tiene una dependencia a la temperatura, pero por su baja tasa en intervalos de tiempo acotados, es posible controlar estos cambios de fase por medio de las entradas de voltaje. Esta idea viene respaldada por las pruebas hechas de tiempo de reacción a los cambios de voltaje. Se descubrió la problemática del ruido en estos procedimientos, para lo cual fueron útiles herramientas como la varianza de Allan. Con ella se caracterizó las naturalezas del ruido, donde para tiempos pequeños (menores 100 segundos), el ruido predominante es blanco, el cual puede ser filtrado. Para tiempos más largos, predominan nuevos y complicados ruidos, que necesitan un análisis más exhaustivo. En conclusión, se ha demostrado que la implementación de un receptor separador de banda lateral basado en métodos fotónicos es posible.

Ingeniero Civil Electricista / La presente memoria tuvo por objetivo continuar con el desarrollo de un interferómetro de dos antenas, realizando la puesta en marcha e integración del sistema hasta la etapa analógica. Esto se realizó con el fin de efectuar observaciones de la línea espectral del hidrógeno neutro (HI) y servir como herramienta de formación de ingenieros y astrónomos. El proyecto consistió en (i) realizar observaciones astronómicas para comprobar el correcto funcionamiento de los radiotelescopios como unidades singulares, (ii) implementar un interferómetro sumador simple, realizando la integración del sistema y observaciones astronómicas que permitan comprobar su correcto funcionamiento, (iii) diseñar e implementar herramientas computacionales para la reducción y análisis de los datos recopilados e (iv) idear y redactar experiencias docentes que pueda llevarse a cabo con los radiotelescopios y el interferómetro en su estado actual. Las mediciones para comprobar el buen comportamiento singular se dividieron en dos partes, pruebas de desempeño y observaciones astronómicas. Las primeras tuvieron como finalidad determinar el ancho de haz de la antena y los sectores del cielo que se encuentran libres de interferencias. Las segundas, comprobar la detección de la línea espectral del hidrógeno neutro sobre regiones estándar en la observación de HI. Las pruebas de desempeño determinaron un ancho de haz cercano al valor teórico y que gran parte del cielo observable está contaminado con interferencia. Las observaciones astronómicas determinaron una correcta medición e identificación de la línea espectral HI, a pesar de que la amplitud del espectro no fue la esperada. Después de implementar el interferómetro sumador, se procedió a realizar el experimento para obtener las primeras franjas interferométricas. Se realizó a continuación la primera observación astronómica interferométrica, con el fin de medir el diámetro angular del sol en HI. La obtención de las primeras franjas resultó exitosa. Esto dió paso a la medición del diámetro angular del sol, donde se obtuvo resultados muy cercanos a los esperados de manera teórica. El éxito de esta prueba comprobó que todo el sistema del interferómetro hasta esta etapa se encuentra funcionando correctamente, cumpliéndose así el objetivo principal de esta memoria. Las herramientas computacionales y las experiencias docentes fueron desarrolladas de manera paralela. Se logró reducir y analizar correctamente los datos recopilados con las herramientas computacionales y se implementaron dos de cuatro experiencias dentro del curso de Sistemas de Instrumentación Astronómica EL7026, con excelentes resultados.

Doctor en Ingeniería Eléctrica / El Gran Conjunto Milimétrico / submilimétrico de Atacama (ALMA) es el observatorio astronómico más grande jamás construido. Se encuentra ubicado en el Llano de Chajnantor, a una altitud de 5.000 metros sobre el nivel del mar en el norte de Chile. Se compone de un conjunto de 66 antenas distribuidas en un área de 15 km de diámetro y que opera entre 35 y 950 GHz, Estas antenas están interconectados en un interferómetro capaz de detectar fuentes de señales débiles procedentes del espacio más profundo y producir imágenes con una resolución angular mejor que el telescopio espacial Hubble. Para lograr este rendimiento de las antenas se tiene que registrar las señales procedentes del cielo con un error de tiempo más pequeño que 38 fs. Esta sincronización se realiza mediante señales ópticas transmitidas desde un edificio central utilizando una red de fibra óptica del tipo usado en telecomunicaciones. El sistema de transmisión se ve afectado por perturbaciones externas tales como la vibración, y oscilaciones térmicas. Estas perturbaciones además de cambiar directamente la longitud de la fibra, afectan el estado de polarización de la luz que viaja a través de ella. Este cambio de longitud puede ser neutralizado aplicando un esquema de corrección de longitud de línea que utiliza estiradores de fibra. Sin embargo, el cambio de polarización no es fácil de compensar, y su interacción con la dispersión de modo de polarización (PMD) , produce una variación de fase adicional. Con el fin de minimizar este efecto, ALMA especificó valores de PMD muy bajos para todos los equipos que se ubican en el camino óptico de la señal que transmite la referencia de fase. Puesto que el sistema de corrección de longitud de línea utiliza estiradores mecánicos, se debe poner especial atención en alinear el estado de polarización de la señal que entra al estirador de fibra con su punto óptimo. Solamente encontrando este punto se puede minimizar el cambio de polarización que se produce al estirar la fibra ubicada en el interior del estirador mecánico. Este trabajo presenta un algoritmo innovador y eficiente para encontrar el eje óptimo de los estiradores de fibra utilizados en ALMA. Este algoritmo se desarrolló durante la realización de este trabajo, y permite una identificación rápida y precisa del eje óptimo que minimiza el cambio de polarización, comparado con el método original, este algoritmo reduce en un 70% el tiempo promedio de calibración y reduce en un 50% el error de calibración residual. También se hace una revisión de los sistemas de transferencia de referencia de tiempo utilizados en ALMA. Explicando los desafíos que enfrentan y las soluciones tecnológicas implementadas para supéralos. A continuación, se presenta el efecto del PMD, mostrando diferentes técnicas de medición y su compensación. Además este trabajo presenta un conjunto de mediciones de PMD realizadas sobre fotomezcladores, estiradores de fibra, e instalaciones de fibra en el Arreglo Muy Grande (o Very Large Array, administrado por NRAO) y en ALMA.  The Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) is the largest astronomical observatory ever built. It is located on the Chajnantor plateau, at an altitude of 5000 meters above the sea level in northern Chile. It consists of an array of 66 antennas spread in a 15 km diameter area and operating between 35 and 950 GHz. These antennas are interconnected in an interferometer capable to detect weakest signal sources coming from the deepest space and produce images with an angular resolution better than the Hubble space telescope. To achieve this performance the antennas need to record the signals coming from the sky with a time error smaller than 38 fs; this synchronization is made using optical signals transmitted from a central building via a telecommunication grade fiber optic network. This transmission system is affected by some external perturbations like vibrations and thermal cycles. These perturbations, besides directly changing the length of the fiber, affect the polarization state of the light traveling across it. The length change can be neutralized implementing a line length correction scheme that uses fiber stretchers, but the polarization change is not easy to compensate, and its interaction with the polarization mode dispersion (PMD) produces extra phase drift. In order to minimize this effect, ALMA specified very low PMD for all the equipment in the optical path of the signal carrying the phase references. Given that the line length correction scheme uses fiber stretchers that mechanically change the length of a long section of the fiber, special attention needs to be put in aligning the input polarization state with the axis of this device that minimizes the polarization change produced when the stretcher moves. This work presents an innovative optimization algorithm for the fiber stretchers used in ALMA, which was developed during the realization of this work. It allows a fast and accurate identification of this axis of minimal polarization change, compared with the original method; this algorithm produced a 70% reduction of the average calibration time and a 50% reduction of the average residual calibration. A review of the time reference transfer system used in ALMA is also made, explaining the challenges that it faces and the way they are overcome. Then the effect of PMD is presented, showing different PMD compensation and measurement techniques. In addition, this work presents PMD measurements made on ALMA photomixers and fiber stretchers, and of buried fiber installations of the Very Large Array (VLA) and ALMA.

Ingeniero Civil Eléctrico / Uno de los mayores problemas que tiene la astronomía al utilizar telescopios terrestres son las aberraciones que crea la atmósfera. Es por esto que en la actualidad todos los telescopios tienen algún sistema de óptica adaptativa que minimiza estas aberraciones para mejorar la calidad de las observaciones. En el marco del proyecto de interferometría heterodina en el infrarrojo cercano se requiere diseñar un sistema de óptica adaptativa de bajo costo que sea capaz de acoplar la señal estelar sobre una fibra óptica monomodal. Antes de embarcarse en el diseño del sistema de óptica adaptativa, se requiere demostrar la capacidad de los elementos de diseño propuesto para resolver una señal gaussiana y que cumplan con las reglas mínimas del diseño de controladores. En esta memoria nos enfocamos en diseñar, fabricar, ensamblar y demostrar el funcionamiento de un acoplador óptico de fibra monomodal para ser integrado con los telescopios disponibles para el proyecto, teniendo en mente que debe ser un dispositivo de bajo costo y que tenga una resolución micrometrica. Es por esto que se propone un sistema que usa elementos cotidianos y disponibles en la universidad. Además se presenta un nuevo proceso de manufacturación, al utilizar impresoras 3D en vez de utilizar aluminio. El sistema propuesto fue verificado utilizando los elementos óptico disponible en el laboratorio, y fue demostrada su capacidad de posicionar la fibra con precisión micrométrica, el cuál en el mejor de los casos logra acoplar un 12 % del haz transmitido, pero en la respuesta mecánica del sistema se observan velocidades de respuesta similares a aquellas que se desean controlar, por lo tanto se porponen soluciones para disminuir el tiempo de respuesta del dispositivo.