Magíster en Ingeniería Eléctrica / El proyecto astronómico ALMA, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, es el radiobservatorio interferométrico más grande del mundo. Se compone de 66 antenas con diámetros de 7 y 12~m, ubicadas en el norte de Chile a una altitud de 5000~m sobre el nivel del mar. Su excelente localización y tecnología proveerán sensibilidad y resolución sin presedentes para el estudio de los origenes del universo, formación y evolución de galaxias, estrellas, planetas y la compleja química del medio interestelar. Por ello, ALMA constituye un gran desafío en diversas áreas de la ciencia y la tecnología. En esta tesis se presenta el diseño, contrucción y caracterización del sistema óptico para el receptor heterodino de la Banda 1 de ALMA. Este sistema combina una serie de exigentes especificaciones técnicas, limitaciones de construcción y restricciones de costo que requieren equilibrarse. El sistema debe cubrir el rango de frecuencia entre 35-50 GHz (con el objetivo de extenderlo hasta 52 GHz) sin ninguna sintonización mecánica, lograr un eficiencia de apertura para toda la banda que supere el 80%, poseer una apertura de polarización superior a 99.5%, incluir en torno a 10 K de ruido, poseer un error de alineamiento menor a 5~mrad respecto a la posición nominal y no debe interferir con los dispositivos ya existentes. Además, el sistema debe ser compatible para las antenas de 7 y 12 m, que poseen un ángulo de iluminación distinto al secundario. El sistema óptico consiste en una antena tipo bocina compacta corrugada, una membrana de gore-tex y membrana ranurada de teflón como filtros de las etapas de 15 y 110 K, respectivamente, y un lente con zona biconvexo fabricado de polietileno que incluye corrugaciones como capa anti-reflectora. Está tesis se enfoca en la antena tipo bocina y el lente. El proceso de diseño de los dipositivos se realizó de manera iterativa, por lo que dos modelos de antenas tipo bocina y tres lentes de una zona son presentados. El diseño de las antenas consistió en determinar las características necesarias del patrón radiativo utilizando modelos cuasiópticos. Luego se optimizó su perfil utilizando ténicas de adaptación modal y algoritmos genéticos. El procedimiento de diseño de lentes fue similar al utilizado para la bocina. Primero, se consideraron como parámetros iniciales los valores calculados mediante el modelo quasioptico y luego se realizaron análisis de sensibilidad utilizando la ténica de método de los momentos y método de elementos finitos. El mejor sistema en simulación corresponde a la segunda versión de la antena y la tercera del lente. Este sistema cumple totalmente las especificaciones mencionadas, logrando eficiencias de apertura mejores que 80.4% para toda la banda. La temperaturas de ruido promedio calculada es de 10.4 K, donde el lente presenta la mayor contribución con aproximadamente 7 K. Además, el sistema es compatible para la antena de 7 y 12 m, si el lente se desplaza 5.66 mm hacia el centro del criostato en la configuración de 7 m, con degradaciones en eficiencia de apertura menores a 0.5%. Por último se presentan dos sistemas caracterizados, correspondientes a la primera antena más la primera o segunda lente, pues al momento de escribir esta tesis, el resto de dispositivos se encontraban en construcción. El mejor sistema medido poseen eficiencias de apertura mejores que 79.2% en excelente concordancia con las simulaciones. Además, se han identificado algunas fuentes de error que poseen las mediciones, incluyendo errores en alineamientos y cambios de fase por temperatura.

Ingeniero Civil Eléctrico / El Atacama Large Millimeter Array, ALMA, es el mayor instrumento construido para detectar radiación electromagnética en el rango de las ondas milimétricas y sub-milimétricas. ALMA se compone de 66 antenas operando en modo interferométrico, cada antena a su vez tiene 10 receptores heterodino sintonizados en distintas bandas de frecuencia entre 30 y 950 GHz. En el contexto de estudiar posibles mejoras a la arquitectura actual surge la posibilidad de reemplazar los receptores de Banda 2 y 3 por un solo receptor que cubra el rango de frecuencia desde los 67 a 116 GHz. En la estructura de los receptores de ALMA, luego de que la radiación electromagnética es recibida por la antena de bocina, esta debe ser separada en polarizaciones ortogonales. El instrumento encargado de realizar la separación es conocido como transductor de modos ortogonales u OMT por sus siglas en ingles. Al ser de los primeros dispositivos en el receptor, es de vital importancia que introduzca el menor ruido posible a las señales a procesar. En esta memoria nos centramos en el diseño, simulación y medición de un OMT de tipo juntura turnstile para la Banda 2 + 3 de ALMA, que cumpla con las especificaciones de pérdidas por reflexiones, aislación entre puertos de salida, transmisiones copolar y crosspolar. El trabajo comenzó por el diseño de la juntura turnstile, elemento clave de este dispositivo que separa las polarizaciones, y continuó con el diseño de los demás componentes de guía de onda del OMT, tales como los codos escalonados, transformadores de impedancia y combinadores de potencia. Una vez obtenido un modelo completo se realizaron análisis de resonancias y se modificó el modelo con tal de eliminarlas y/o mitigarlas. Finalmente se incorporan al diseño ciertas consideraciones mecánicas que facilitan la construcción e integración del OMT con los demás elementos del receptor. El primer prototipo de OMT se contruyó y caracterizó utilizando un analizador escalar de redes, obteniéndose medidas preliminares del comportamiento del OMT. Los resultados obtenidos indican que las pérdidas por retorno del dispositivo son del orden de −15 dB. Las pérdidas de inserción son del orden de −3 dB. Las transmisión crosspolar posee un nivel medio cercano a los −30 dB. Mientras la aislación entre puertos de salida son del orden de los −30 dB. Por último debemos decir que las mediciones de transmisión crosspolar y aislación estan limitadas por la presición del sistema de medición( 0,01 % de presición). A pesar de las limitaciones del sistema las mediciones obtenidas son una caracterización inicial permite analizar y examinar el diseño propuesto. A partir de esto se genera retroalimentación útil para siguientes iteraciones del OMT tanto en el diseño como en construcción y medición del mismo

Ingeniera Civil Eléctrica / El proyecto astronómico ALMA, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, constituye un gran desafío tecnológico en diversas áreas. Particularmente para los ingenieros dedicados al desarrollo de instrumentación el reto consiste en crear dispositivos de alta precisión, con bajo ruidos y de alta resolución que permitan estudiar el universo más lejano y frío. El primer elemento electrónico que recibe las onda milimétricas y submilimétricas del universo es el receptor heterodino que es el encargado de maximizar su detección, amplicar y propiciar la digitalizacion de la señal. El ingreso de la onda espacial comienza a través de un lentes o conjunto de espejos y un par de filtros infrarrojos para luego llegar hasta la antena tipo bocina que faculta la recepción y conduce la información al resto del sistema. La geometría de esta antena determina el patrón de radiación, los modos transmitidos y el ancho de banda que soportará. Por ello es de suma importancia realizar una adecuada selección de su ángulo de apertura, largo, perfil, tipo y número de corrugaciones para obtener el mejor rendimiento en consideración de las tenues señales que se estudiaran y el espacio constructivo. En esta memoria nos concentraremos en diseñar, simular y medir una antena tipo bocina para el receptor heterodino de la banda 1 de ALMA correspondiente a 33-52 GHz, que cumplía con las propiedades eléctricas de ganancia y forma del haz, así como con las características mecánicas que permitan su fabricación en un solo bloque. Primero se analizó un modelo previo diseñado para la banda de frecuencia 31.3-45 GHz con el fin de conocer la influencia de los parámetros constructivos de la antena. Luego se propusieron 10 modelos con un número menor de corrugaciones cuyo ancho era mayor respecto al modelo original para facilitar el proceso constructivo. Posteriormente mediante el software μWave de Mician, que utiliza la técnicas adaptacion modal, se optimizaron los parámetros físicos de diseño. Esta optimización tomó en consideración tanto su fabricación en un bloque único como los objetivos electromagnéticos deseados. Finalmente tras lograr un modelo que cumplía los objetivos se validaron los resultados mediante el método de elementos finitos utilizando el software HFSS de Ansoft. Se trabajó con una compañía local para fabricar los modelos. Tras la tercera iteración se logró un dispositivo adecuado pero depurable. Se presentan los dos mejores modelos logrados con su caracterización electromagnética, física y detección de errores con su debido análisis de patrones radiativos, pérdidas por reflexión, ancho en la cintura del haz y centro de fase. Los resultados obtenidos son satisfactorios, cumpliendo con los objetivos de diseño propuestos en consideración de los errores detectados que se deben corregir.

Doctor en Ingeniería Eléctrica / El Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) es el observatorio astronómico más grande jamás construido. Se encuentra en el llano de Chajnantor, a una altura de 5.000 metros sobre el nivel del mar en el norte de Chile. Consiste en un conjunto de 66 antenas capaces de detectar fuentes de señal muy débil que nos llegan desde el espacio más profundo. El instrumento de detección en cada antena consiste en 10 receptores heterodinos de doble polarización y de muy alta sensibilidad que cubren la gama de frecuencia entre 30 a 950 GHz. En particular, el receptor de la Banda-1 está diseñado para cubrir la ventana espectral 31 45 GHz. Esta banda dará ayuda a los astrónomos a traer nueva luz en estudios de Anisotropías en el fondo de radiación cósmica, alta resolución del efecto Sunyaev-Zel ' dovich, detectar imágenes de gas de clúster a diferentes redshifts, estudios de lentes gravitacionales y monitoreo y mapeo del medio interestelar frío a intermedio y alto corrimiento al rojo. El objetivo de esta tesis consiste en diseñar y construir un completo sistema óptico para un receptor prototipo de radio astronomía que trabaje entre los 30 a 45 GHz y que cumpla con las especificaciones de la Banda 1 de ALMA. El sistema óptico incluye una lente, una bocina y un transductor Orthomodal de polarizaciones. Cada uno de estos componentes de microondas fueron diseñadas utilizando modelos teóricos existentes y que son bien conocidos, y luego fueron optimizados utilizando un software comercial numérico muy avanzado. Una vez que se encontró el modelo deseado, el dispositivo fue construido y caracterizado. Cada uno de los tres dispositivos que fueron desarrollados y luego construidos en nuestro laboratorio, presenta excelentes prestaciones y de buen acuerdo entre las mediciones experimentales y simulaciones. Además, una parte importante de esta tesis estuvo muy involucrada en el desarrollo y la construcción de una cámara anecoica de campo cercana que fue utilizada para medir los patrones de radiación de la bocina y también del sistema integrado por la bocina y la lente. Los logros más importantes de esta tesis fueron dos. (i) el desarrollo de un diseño de bocina de tipo spline-line muy compacta y que genera patrones de radiación de muy alta calidad. (ii) un separador de polarización ortogonal de señales que es muy compacto y compatible con un gran ancho de banda.

Doctor en Ingeniería Eléctrica / The Atacama Large Millimeter Array (ALMA) is an international partnership of Europe, North America and East Asia in cooperation with the Republic of Chile. It consists of an array of 66 antennas designed to work as an interferometer in the millimetric and sub-millimetric range (from 30 to 950 GHz). It is located at 5000 meters altitude in the Chajnantor Plateau, north of Chile. It will start full scienti c operations by 2014 being the most important instrument for radio-astronomy in the world. Presently with 36 antennas, it is already delivering transformational science data, providing astronomers with unprecedented sensitivity and quality images of the "radio-universe" with a resolution comparable with the Huble telescope. The lowest spectroscopic band envisioned for ALMA, the so-called Band 1, covers the frequency range from 31 to 45 GHz. This band was not implemented during the rst construction phase of the telescope, but has been recently (2012) included for the second development phase of the project, including the indication of extending the frequency coverage up to 50 GHz. In the context of this thesis we have developed technological solutions to cover this band, especially focused on the development of low-noise ampli ers using High Electron Mobility transistors (HEMT). Among the most burdensome challenges of ALMA Band 1 are the stringent speci cations on noise temperature, the large required bandwidth, and the limited space available for this receiver within the ALMA cryostat. In this work we present an overview of the scienti c importance of Band 1, along with the technological solutions we have developed, including the design of key components, like the horn, lens, ortho-mode transducer, and low noise ampli ers. We also present an evaluation of third-party components which can be used in the receiver. The work is used to present a preliminary layout of the Band-1 receiver which was implemented and tested in order to be used as technological demonstrator for a fully operational receiver. El Atacama Large Millimeter Array (ALMA por sus siglas en inglés) es una asociación internacional entre Europa, América del Norte y Asia del Este en cooperación con la República de Chile. Consiste de un conjunto de 66 antenas diseñadas para funcionar como un interferómetro en el rango milimétrico y sub-milimétrico (de 30 a 950 GHz). Se encuentra ubicado a 5000 metros de altura sobre el nivel del mar en el Llano de Chajnantor, norte de Chile. Iniciará su completa operación científica en 2014 siendo el instrumento más importante para la radio-astronomía en el mundo. Actualmente, con 36 antenas, se encuentra en operación científica preliminar y a la fecha ha entregado importantes datos a la comunidad astronómica mundial. La banda espectroscópica más baja prevista para ALMA, conocida como Banda 1, cubre el rango de frecuencias desde 31 a 45 GHz. Esta banda no se construyó durante la primera fase de construcción del telescopio, pero ha sido recientemente (2012) incluida para la segunda etapa de desarrollo de ALMA, incluyendo la indicación de extender la cobertura de frecuencia hasta los 50 GHz. En el contexto de esta tesis se han desarrollado soluciones tecnológicas para esta banda de frecuencia, con especial énfasis en el desarrollo de amplificadores de bajo ruido. Entre los mayores desafíos de la Banda 1 de ALMA están las estrictas especificaciones de ruido, el ancho de banda requerido y el limitado espacio disponible para este receptor en el criostato ALMA. En este trabajo se presenta una visión general de la importancia científica de banda 1, junto con las soluciones tecnológicas que hemos desarrollado, incluyendo el diseño de los componentes clave, como la bocina, la lente, el transductor de polarización y los amplificadores de bajo ruido. También se presenta una evaluación de componentes comerciales que pueden ser utilizados en el receptor. El trabajo se utiliza para presentar un diseño preliminar de la banda1, receptor que fue construido y probado en nuestro laboratorio para ser utilizado como demostrador tecnológico.

Ingeniero Civil Electricista / Actualmente el observatorio ALMA se encuentra aún en su etapa de construcción. Por este motivo, el sistema eléctrico con el que cuentan sus instalaciones se considera provisorio y se está migrando paulatinamente a un sistema eléctrico permanente. En este proceso resulta de vital importancia realizar un acucioso análisis de estabilidad con el fin de detectar problemas que pudieran verificarse en la implementación del diseño definitivo. Dicho análisis corresponde al foco de la presente Memoria de Título. Todo análisis de estabilidad requiere de un modelo. En el caso de este sistema , el modelo se construye usando el software DigSILENT® en base a diagramas unilineales, planos CAD, datos de placa de equipos, estudios de protecciones y estudios de consumo de las antenas instaladas actualmente. Este modelo proporciona los medios para implementar el análisis modal del sistema, el cual consiste en determinar los modos de oscilación, amortiguamiento y la actividad relativa de las variables de estado cuando un modo en particular del sistema es excitado. Específicamente, para este fin se determinan las matrices que se asocian a una representación en variables de estado del sistema linealizado; todo lo anterior mediante el software DigSILENT®. Los resultados indican que el sistema eléctrico es estable frente a pequeñas perturbaciones y que, en los escenarios de carga estudiados, los cambios en los polos del sistema no son significativos. Tampoco se observan inestabilidades de voltaje o frecuencia o problemas con los niveles en las frecuencias de los modos oscilatorios. En conclusión, el sistema eléctrico es estable frente a pequeñas perturbaciones. Sin embargo, el tiempo de amortiguamiento es muy alto para los modos oscilatorios, situación que puede ser mejorada con la implementación de un control suplementario como el POD, el cual modifica la parte del modo oscilatorio correspondiente al coeficiente de amortiguamiento.

Ingeniera Civil Mecánica / ALMA (Atacama Large Millimeter Array) es el proyecto radioastronómico más grande del mundo y está siendo construido en el desierto de Atacama a una altitud de 5000 metros, específicamente en la meseta de Chajnantor. Este desierto cuenta con una sequedad extrema que se traduce en excelentes condiciones climatológicas para la instalación de este observatorio. ALMA combina un arreglo de 66 antenas, especialmente diseñado para hacer interferometría y mediciones espectroscópicas de los primeros años del Universo. Una vez completado el proyecto, el arreglo de telescopios podrá mirar al espacio en 10 bandas de frecuencia que cubren el rango de 30 a 950 GHz. Cada antena está diseñada para albergar 10 receptores heterodinos de última tecnología, uno para cada banda de frecuencia. Al momento, solo parte de esos receptores están siendo construidos. La Universidad de Chile a través de sus Departamentos de Ingeniería Eléctrica, Astronomía y ahora Mecánica, llevan a cabo un programa de desarrollo para la construcción de un receptor heterodino prototipo para la así llamada Banda 1 (30-45 GHz). El primer diseño mecánico del receptor ha sido elaborado por el Departamento de Ingeniería Eléctrica y fue realizado en base a los componentes que lo conforman. De acuerdo a las normativas de ALMA, el receptor tiene que cumplir con un número de exigentes especificaciones eléctricas y mecánicas. Entre las mecánicas, debe satisfacer ciertos niveles de vibración. El objetivo principal de este estudio fue verificar y proponer los cambios necesarios para que se satisfagan estas especificaciones. En la presente memoria se modela la dinámica del receptor heterodino, la que es validada por medio de datos experimentales. En particular, se modela la Estructura (Cartridge) del Receptor Radioastronómico para la Banda 1 del proyecto ALMA. Para ello se estudia el diseño inicial realizado por el Departamento de Ingeniería Eléctrica, se calculan las frecuencias naturales, modos de vibración y se simula la respuesta dinámica del Receptor frente a dos funciones sísmicas de diferente intensidad en el software de elementos finitos Ansys. El modelo numérico es validado y ajustado por medio de datos experimentales usando el software FEMTools. Finalmente se verifican que los niveles de vibración estén dentro de los límites exigidos, una vez incorporadas las mejoras estructurales.