Ingeniero Civil Matemático / En la presente memoria se abordan a fondo los problemas de la interferometría y la síntesis de Fourier, tanto en términos teóricos como en términos prácticos, en el contexto de las aplicaciones de estas herramientas en ciencias como la astronomía, a través de proyectos como ALMA \emph(Atacama Large Milimeter Array), SKA \emph{(Square Kilometre Array)} y VLA \emph{(Very Large Array)}, que basan su funcionamiento en la radioastronomía, rama de la ciencia que utiliza la interferometría como herramienta clave de sus estudios. Todo esto se fundamenta principalmente en el Teorema de Van Cittert - Zernike, proposición que indica lo siguiente: \emph{Si se denomina $V$ a la función de visibilidades de un frente de ondas, $I$ a su intensidad y $A$ el área de recepción efectiva del instrumento utilizado para captar la señal, entonces} $$V(u,v) = \iint A(x,y) I(x,y) e^{-2\pi i(ux+vy)}\ dxdy.$$ En otras palabras, el teorema citado indica que salvo una constante correspondiente al instrumento utilizado, la función de visibilidades de una onda y su intensidad son un par transformada/antitransformada de Fourier. El problema de la síntesis de Fourier consiste en palabras simples al de la reconstrucción de la función de intensidad de una señal, a partir de información parcial de su función de visibilidad. Esta memoria aborda diferentes técnicas de resolución de este problema, que pese a ser un problema mal puesto, es posible regularizarlo para obtener soluciones aproximadas. El resultado principal de este trabajo consiste en la presentación e implementación numérica de una nueva propuesta de solución, utilizando un enfoque variacional, que busca reducir los cálculos y tiempos de computación de las técnicas utilizadas en la actualidad, tales como CLEAN (1974) y MEM (1985), además de estudiar el efecto que genera la regularización de esta solución en diferentes ámbitos que serán detallados cuando corresponda. Se presentan sus resultados y se realizan comparaciones entre distintas soluciones, dependientes de los parámetros modificados en cada ocasión. Se termina la presente memoria analizando los resultados numéricos obtenidos con diversas reconstrucciones de imágenes y se comenta posible trabajo futuro y temas aún pendientes al término de este trabajo, que pueden constituir un aporte importante al desarrollo actual de estas técnicas en astronomía y disciplinas afines como la imagenología médica, que utiliza técnicas similares a las aquí estudiadas para la obtención (por ejemplo) de resonancias magnéticas en los pacientes atendidos.

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.

Ingeniera Civil en Computación / Gracias al avance tecnológico en radioastronomía y en almacenamiento de datos, el estudio de objetos estelares está creciendo en Chile y en el mundo. Gran cantidad de información astronómica es recopilada y guardada diariamente en distintos formatos. FITS es el formato de imagen más utilizado en el ámbito científico, pues permite guardar información multidimensional (espectros en una dimensión, mapas estelares en dos dimensiones o cubos de datos de tres o más dimensiones) junto con un encabezado con referencias de metadata pertinente. Las imágenes FITS generalmente exceden en tamaño la resolución de un monitor de escritorio normal (de 1080p, por ejemplo), por lo que no es posible desplegarlas completas en una razón 1:1 entre los pixeles del monitor y los pixeles en la imágen. Dado que una parte importante del análisis de datos astronómicos aún no es un proceso automatizado, esto puede llevar a la pérdida de percepción de detalles al momento de analizar la imagen. Bajo este contexto y a pedido del Instituto de Astrofísica de la Universidad Católica, en conjunto con la fundación Inria Chile y el instituto de investigación Inria Francia, en particular con el equipo Massive data (en Chile) y el equipo Ilda (en Francia), se desarrolló una aplicación llamada FITS-OW. Esta aplicación tiene por objetivo visualizar imágenes astronómicas en formato FITS en un wall display, es decir, en un arreglo de monitores manejado por un cluster de computadores. La aplicación fue desarrollada utilizando el Andes wall display compuesto de trece computadores y veinticuatro monitores, ubicado en las oficinas de Inria Chile. La presente memoria consiste en el diseño e implementación de la segunda etapa de desarrollo de FITS-OW. Esta etapa consiste en construir sobre la aplicación existente para poder conectar el sistema a la base de datos de objetos astronómicos extrasolares SIMBAD. Con esta contribución, la aplicación permite al usuario realizar consultas a esta base de datos externa respecto de la imagen FITS visualizada. Se delineó una interfaz de usuario compatible con el hardware utilizado, que permite definir distintos filtros y parámetros para las consultas y que despliega los resultados obtenidos desde la base de datos de manera intuitiva y coherente. Se definieron distintos tipos de criterios de filtro de consulta, que permiten seleccionar conjutos de objetos celestes con características particulares o con mediciones correspondientes a un catálogo específico. Por ejemplo, un usuario puede visualizar una imagen astronómica y consultar a SIMBAD por todos los objetos astronómicos en cierta región con cierto tipo espectral. El desarrollo de la aplicación continuará además en una tercera etapa, en donde se implementará la conexión con otras bases de datos astronómicas externas y donde se le dará al usuario la posibilidad de contar con una base de datos local.

En la actualidad la Astronomía ha avanzado considerablemente en su intención por estudiar y comprender los fenómenos que ocurren en el espacio exterior. Para ello ha recurrido a numerosas tecnologías de última generación que le permitan realizar esta tarea. En nuestro país, por ejemplo, se han instalado varios de los más grandes proyectos astronómicos en el mundo, siendo el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) uno de los más importantes por representar un instrumento revolucionario en su concepto científico, su diseño de ingeniería y su organización como un esfuerzo científico global. ALMA captará longitudes de ondas milimétricas y submilimétricas y para ello hará uso de un gran conjunto de radiotelescopios que deberán ser capaces de procesar este tipo de señales. El principal objetivo de esta memoria es diseñar un circuito en guía de onda que constituye la primera etapa en un receptor de separación de bandas en el rango de frecuencias que va entre los 602-720GHz , correspondiente a la Banda 9 de ALMA. Para este diseño se ha recurrido a simulaciones en HFSS, un software profesional de simulación electromagnética. Para el desarrollo de este trabajo primero se diseñaron por separado todas las componentes del circuito verificando que cumplan con las especificaciones de reflexión, que para todos los elementos deben ser inferiores a -20 dB. En el caso de las transmisiones, el elemento dominante en el circuito corresponde a un tipo de acoplador llamado hibrido, el cual se caracteriza por tener un desfase de 90° entre su s salidas con un desbalance en fase no mayor a 1° y un desbalance en amplitud no mayor a 1 dB. Además se ha tomado en cuenta la restricción que tiene que ver con la factibilidad de construcción, que corresponde a una relación ancho-profundidad de la guía la cual debe ser inferior o igual a 31 (incluso flexibilizándolo hasta 41 ), debido a la fragilidad de la broca que realiza la implementación. Posteriormente se procede a combinar todos los elementos en el circuito completo. Se obtiene como resultado de este trabajo, una caracterización del desempeño del circuito completo bajo simulaciones. Además se han realizado varias iteraciones para optimizar sus dimensiones tratando de satisfacer todos los requerimientos. Al término del trabajo realizado se han propuesto dos modelos finales de buen comportamiento, pero que difieren en ciertas características dimensionales, en este caso las ramas de los acopladores para cada modelo, y de desempeño simulado, principalmente el desbalance en fase con una diferencia de hasta 2° e ntre sí. Esto permitirá tener una comparación de ambos diseños en dos límites constructivos diferentes. Finalmente este trabajo marca el inicio del diseño del circuito receptor, el cual puede ser continuado en el proyecto de Banda 9.

El proyecto ALMA (Atacama Large Millimeter Array) será el más grande arreglo de antenas para interferometría en el mundo. Los receptores para este proyecto están siendo diseñados y fabricados en diferentes laboratorios alrededor del mundo. Los Departamentos de Ingeniería Eléctrica (DIE) y Astronomía (DAS) de la Universidad de Chile están trabajando en un prototipo para el receptor de la llamada Banda1, la cual se encuentra en el rango de 31-45GHz. El objetivo de esta memoria es el desarrollo de la etapa de amplificación de este receptor. Primero se realizó un diseño basado en estudios previos y simulaciones que permitieron obtener una antena capaz de adaptar una guía de onda rectangular y una línea microstrip de 50 Ω. Esta última permite la conexión a un circuito amplificador de bajo ruido basado en transistores HEMT (High Electron Mobility Transistor). Luego se diseñó la tarjeta de polarización necesaria para energizar el amplificador. Para terminar, se ideó un bloque conductor en donde posteriormente se empaquetarán los componentes antes mencionados. Una vez terminado el diseño se fabricaron el bloque completo, las antenas y el circuito de polarización utilizando la fresadora con control numérico por computador (CNC) adquirida por el DAS. Después se montaron los componentes fabricados en el bloque y se realizó la conexión eléctrica a un circuito amplificador adquirido comercialmente utilizando una Máquina Soldadora de Precisión (Bonding Machine) adquirida por el DIE. Finalmente, para estudiar el comportamiento del amplificador ya empaquetado se midió la ganancia en un Analizador Vectorial de Redes, obteniéndose un promedio de 15dB en todo el ancho de banda. La respuesta del amplificador es concordante con las especificaciones comerciales del circuito HEMT (que son tomadas sin empaquetamiento del mismo). Se incluyen además modificaciones al diseño preliminar que pueden facilitar la fabricación de futuras versiones.

Este trabajo de título tiene como objetivo diseñar y construir un sistema de caracterización de transistores HEMT. Este sistema tiene como n determinar el comportamiento de transistores candidatos a ser utilizados en el diseño de ampli cadores de bajo ruido para receptores de antenas radioastronomicas que operen en Banda 1 del proyecto ALMA. Como parte de este sistema se diseñaron y construyeron dos módulos, un módulo Bias Tee y un sistema de calibración TRL. El módulo Bias Tee permite acoplar, por un mismo canal, la señal proveniente del VNA y la polarización para entregarlas al transistor. El módulo de calibración TRL permite descontar de la medicion de parámetros S del transistor, el efecto del resto de los elementos que forman el sistema de caracterización. Además, se desarrolló un software que a partir de los datos obtenidos del transistor calcula sus parámetros S. Al realizar las mediciones del módulo Bias Tee y del sistema de calibración, estas diferían del comportamiento que mostraban las simulaciones. En el caso del Bias Tee se encontró que la mayor parte de la señal incidente en el módulo se refleja. En el caso del sistema de calibración, se genera una calibración exitosa pero altamente sensible a las modi caciones en el montaje, lo que no permite obtener una calibración estable para medir el transistor. Al analizar los problemas descritos, se identi có que el elemento común en ambos módulos son los conectores 2.4 mm que se utilizan a la entrada y salida de ambos módulos. Se encontró que el montaje de estos conectores no es el más idóneo. Como alternativa, se estudia un diseño alternativo llamado montaje de adaptación. Las simulaciones indican que las reflexiones son menores a -20 dB, lo que representa mejores resultados que el montaje simple. En conclusión, este trabajo ha permitido identi car problemas no previstos en la caracterización del transistor de prueba. Se espera que al cambiar el método de montaje de los conectores 2.4 mm el sistema diseñado funcione correctamente.

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.

Ingeniero Civil Electricista / El Departamento de Ingeniería Eléctrica (DIE) y el Departamento de Astronomía (DAS) de la Universidad de Chile se encuentran desarrollando un prototipo de receptor superheterodino para la denominada Banda 1, que abarca el rango de frecuencias desde 31 a 45 GHZ. Este trabajo se enmarca dentro del proyecto ALMA (Atacama Large Millimiter Array), que consistirá en el mayor arreglo de antenas para interferometría del mundo, y en el que trabajan diferentes organismos alrededor del mismo. El principal objetivo del presente trabajo de título consiste en el diseño y construcción de un amplificador de microondas de bajo ruido utilizando componentes discretos, que será utilizado como preamplificador en el receptor superheterodino mencionado anteriormente. Otros objetivos de esta memoria son el diseño y construcción de la empaquetadura para el amplificador, así como también sus circuitos de polarización y fuente de poder. La primera etapa consistió en el diseño de los distintos componentes. El amplificador se basó en estudios y simulaciones previas, logrando un diseño que permite la adecuada conexión de sus elementos. Para mantener un estándar, la empaquetadura mantuvo las dimensiones exteriores de los diseños que la precedían, sin embargo sus dimensiones interiores fueron diseñadas según las características de los elementos a montar en ella. Los circuitos de polarización fueron diseñados de acuerdo a los requerimientos de las distintas etapas del amplificador. La fuente de poder se basó en un diseño anterior que permite el ajuste de diferentes voltajes y corrientes de polarización, proyectándola además, para trabajos futuros. La segunda etapa corresponde a la fabricación de todos los elementos, mientras que la tercera etapa consiste en sus respectivos montajes en la empaquetadura y las uniones de todos ellos. Estos procesos fueron realizados mayoritariamente en el laboratorio del DAS, mediante la utilización de distintas técnicas. Finalmente, se analiza el desempeño de cada etapa de amplificación de manera independiente, comprobando su correcto funcionamiento en cada una de ellas y logrando resultados cercanos a las simulaciones. Además, fue posible obtener variadas consideraciones, las que podrán ser utilizadas para mejorar el desempeño en trabajos futuros.

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 / 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