La radiociencia y, más puntualmente, la radioastronomía estudian fenómenos astrofísicos en cuerpos muy lejanos en el universo. Para esto, se requieren instrumentos apropiados que permitan realizar dichos estudios con el mayor rigor, de modo que los resultados sean científicamente contrastables. En este marco, el Instituto de Radioastronomía de la Pontificia Universidad Católica del Perú ha desarrollado un radiotelescopio de tres metros de diámetro para el estudio de los fenómenos astrofísicos, interferometría, comunicaciones, entre otros, denominado RT-3. Sin embargo, para que sea posible el empleo de este radiotelescopio, tanto con fines de investigación o educativos, es necesario que sus movimientos sean controlados con precisión. El objetivo general de la tesis es diseñar e implementar un prototipo funcional de un sensor digital de posición angular, el que obtendrá información del posicionamiento del eje del radiotelescopio para su transmisión digital hacia un sistema central de control. En el capítulo 1, se hace una reseña sobre la radioastronomía; además, se realiza una breve descripción de dos sistemas de coordenadas empleados en radioastronomía. Para concluir el capítulo, se incluirá información básica sobre radiotelescopios, citando sus parámetros más importantes y describiendo sus partes y funcionamiento. En el capítulo 2, se realizará una introducción a los sensores de posición, resaltando las variantes que existen en ese ámbito, pero profundizando específicamente en los sensores de posición angular absolutos. Además, en el apartado del estado del arte, se mostrarán las características de algunos dispositivos comerciales y se evaluará el estado de la tecnología de los sensores de posición angular absolutos. En el capítulo 3, se revisa el diseño e implementación de las tarjetas requeridas para esta tesis, haciendo una detallada descripción de las consideraciones para cada una y los criterios de diseño y de elección de componentes que se tomaron para cada parte. ii En el capítulo 4, se hace una revisión de las pruebas que se realizaron para constatar el funcionamiento correcto del sensor de posicionamiento. Además, se listan las conclusiones y recomendaciones ligadas al desarrollo de esta tesis. / Tesis

Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Eléctrica. Ingeniera Civil Eléctrica / The new generation of telescopes that will be installed in the world and particularly in Chile is focused on the search of high-impact scientific objectives. For this, the technology used must be cutting edge, in order to achieve a better performance than currently achieved. This challenge falls into the hands of engineering and this thesis is developed in that context. The general objective is to develop intermediate optical systems to allow the existence of heterodyne cameras in the range of 85 - 115 GHz (extended W band). For this, two sub-projects are developed. In the first one, we work with the original design of the 1.2-m SMWT telescope that is currently in the National Astronomical Observatory in Cerro Calán. We study the feasibility of having a heterodyne camera without the need to add extra optical elements. For the second project, the parameters of the 12-m ALMA antenna are used. An intermediate optical system consisting of a Gaussian Beam Telescope is designed. We seek to adapt the optics of the antenna with a heterodyne receiver of 7 pixels. This design is applicable to a future ALMA upgrade or to the LLAMA project, which is under development. In both projects, we work with mathematical models developed in Matlab and based on the quasi-optical model. Subsequently, fine-tuning the models is performed with simulation software. Performance parameters such as aperture efficiency, noise temperature, beam truncation, cross-polar component and surface accuracy are taken into account for the design. We find an appropriate beam position and waist for the SMWT 7-pixel heterodyne receiver. The normalized efficiency of the lateral beams is 92.9% with respect to the central beam. A 23.6-mm spacing between beams with a 6.8-mm waist in the Cassegrain focal plane is required. No additional optics are necessary. For the design in a 12-m antenna, a 58.6-mm spacing is obtained in the Cassegrain focal plane, a beam waist of 16.8 mm and a normalized efficiency of 96.9% for the central frequency (100 GHz). The design for both, ALMA and LLAMA, consists of a Gaussian Beam Telescope using two ellipsoidal mirrors and compacted by the use of flat mirrors. The magnification in each case is different due to the space constraints particular to each. This implies that the waist of the beam in the vacuum window is different. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por FONDECYT a través del Proyecto 11151022

Este trabajo forma parte del proyecto “A radio interferometer design and construction, for know-how acquisition, training, and teaching experiences design, at the Electrical Engineering Department of the University of Chile”, el cual cuenta con financiamiento del Fondo ALMA – CONICYT. Este proyecto tiene el objetivo de diseñar, construir e instalar un interferómetro de dos antenas para fines de docencia en el Departamento de Ingeniería Eléctrica (DIE) de la Universidad de Chile. Se contempla la instalación de dos receptores de señales radioastronómicas, diseño y construcción de un circuito analógico que traslada en frecuencia las señales recibidas, conversor analógico digital de dos canales que digitaliza la información a una alta taza de muestreo, un circuito digital que realiza el proceso de correlación y finalmente un sofware que se encargará del post proceso de la información, lo que incluye el cálculo de una FFT (Fast Fourier Transform) para obtener una Función de Visibilidad. El objetivo general del presente trabajo de título es el diseño del circuito digital que albergará el Correlacionador de este Interferómetro. Los objetivos específicos que involucra esta labor son: el diseño del esquemático detallado del circuito digital y el diseño de su correspondiente circuito impreso en cuatro capas (Printed Circuit Board - PCB); la configuración de cinco FPGA (Field Programmable Gate Array) incluidas en el circuito, en un lenguaje de descripción de Hardware. Como elemento fundamental del diseño se incluyeron cuatro ASIC (Application-Specific Integrated Circuit) donados por ALMA (Atacama Large Milimetric Array) que realizan los cálculos para la correlación, lo que implicó el estudio acabado de su funcionamiento. Como resultado del proceso de diseño se logró confeccionar una primera versión del PCB de cuatro capas. Esta será validada y luego construida, etapas que exceden los alcances del presente trabajo de título. Además se diseñó un sistema de control y monitoreo del proceso de correlación y de etapas de entrada y de salida, mediante configuraciones en cada una de las cinco FPGAs. Las “personalidades” de estos dispositivos configurables fueron verificadas mediantes simulaciones, las cuales arrojaron resultados apropiados. Además se comprobó que las implementaciones son factibles en cada circuito configurable, mediante el cálculo de ocupancias y frecuencias máximas. El trabajo que queda por hacer es la validación del diseño de esquemático y PCB. Luego implementar el diseño y someterlo a pruebas básicas. Finalmente configurar los dispositivos programables que contiene y probar las personalidades diseñadas. Como aporte a este proceso posterior, todos los resultados experimentales, fuentes y originales de diseño de este trabajo de título se han ordenado y almacenado en un disco compacto.

Ingeniero Civil Electricista / La generación de señales sinusoidales en el orden de las decenas y centenas de gigahertz van comúnmente asociadas con el uso de multiplicadores de frecuencia. En este contexto, el Laboratorio de Onda Milimétricas de la Universidad de Chile está interesado en adquirir el conocimiento necesario para construir estos dispositivos. El objetivo de esta memoria consiste en el diseño de un triplicador de frecuencia basado en diodos Schottky, cuya señal de entrada esté en el rango de frecuencia entre 30 a 40 GHz y su salida entre los 90 a 120 GHz. Se escogió para el diseño un triplicador basado en diodos Schottky del tipo resistivo, que entre sus características posee un gran ancho de banda operacional y buena estabilidad, pero una baja eficiencia. El diseño consiste en una conexión antiparalela de diodos, que entre otras ventajas, permite que no sea necesario polarizar el triplicador para que funcione, lo cual simplifica tanto el diseño de sus elementos como su implementación. Para validar el diseño obtenido, se hizo uso de dos programas de simulación. El primero corresponde a AWR Microwave Office, que permite hacer simulaciones no lineales mediante el método de balance de armónicas. El segundo es el programa Ansoft HFSS, que permite hacer simulaciones electromagnéticas a partir de la geometría del diseño. Solo mediante el uso de ambos programas se pudo obtener un diseño lo suficientemente robusto para justificar su construcción. Se logró diseñar un triplicador con una banda de multiplicación estable de 30 a 39,7 GHz, una eficiencia superior al 2% y una potencia de funcionamiento óptima de 17 dBm. Dada la baja eficiencia del triplicador (propio de este tipo de diseños), se sugiere la incorporación de un amplificador de potencia en su salida. Con los resultados obtenidos se valida la eficacia del método de diseño, por lo que puede ser utilizado como pauta para elementos de este tipo. Como trabajo futuro se propone estudiar el comportamiento térmico del triplicador e incorporar al diseño un disipador apropiado a sus requerimientos de temperatura, y una vez realizado esto, se propone la construcción del primer prototipo de diseño.

Ingeniero Civil Eléctrico / El presente trabajo de memoria se enmarca en el ámbito de la radioastronomía, específicamente en la interferometría heterodina, procedimiento por el cual varias antenas funcionan como si fueran una sola de gran tamaño; siendo el experimento realizado en la Universidad de Chile sólo con dos antenas. El objetivo fundamental del proyecto es lograr programar un correlador, dispositivo que se encargará de correlacionar las señales de las antenas en una FPGA montada en una placa, la cual fue diseñada exclusivamente para esta tarea: la placa ROACH. El proceso de diseño del correlador se hará mediante herramientas desarrolladas por el grupo CASPER, las cuales tienen como función principal la programación de la ROACH mediante la compilación de diversos modelos de correlador diseñados en MATLAB-Simulink®. Se implementaron dos modelos, uno obtenido a partir de realizar modificaciones a un modelo propuesto por CASPER, y el otro correspondiente a un espectrómetro que realiza internamente la correlación entre las señales, para luego entregar el espectro observado por las antenas. Las pruebas en laboratorio pudieron realizarse sólo sobre el primer diseño, ya que para probar el espectrómetro se necesita hardware adicional que no se encuentra en el laboratorio; razón por la cual su uso quedará propuesto para cuando se cuente con el hardware necesario. El correlador se sometió a diversos experimentos basados en tres montajes, entre los cuales uno es de naturaleza óptica, para verificar la funcionalidad y caracterizar el comportamiento de éste. Los resultados de las primeras pruebas hechas al correlador funcional, revelaron que la mayoría del montaje no estaba aislado del ruido externo; además, las señales generadas para efecto de probar el sistema estaban contaminadas con un alto nivel de ruido blanco producido desde la fuente. Aun así, los espectros analizados tanto por su auto-correlación, correlación cruzada y fase de las señales, demuestran que el correlador se encuentra operando como es debido. Luego se procedió al segundo experimento, el cual presentó como objetivo principal eliminar la mayor cantidad de componentes externas de ruido; estudiando así el comportamiento del correlador bajo condiciones cercanas a las ideales. Los resultados arrojados de este segundo montaje reafirmaron el correcto funcionamiento del sistema. Al realizar el tercer y último experimento, se pudo apreciar el funcionamiento del diseño sobre un montaje óptico, cuya finalidad fue demostrar el correcto funcionamiento del detector heterodino en conjunto, sobre condiciones cercanas a las pruebas de campo en una primera aproximación. Finalmente se puede concluir que el objetivo principal se cumple, y que existen diversos factores que afectaron en los resultados pero sin tener consecuencia directa en el funcionamiento del correlador. Aun así existen ciertas recomendaciones para disminuir los niveles de ruido y obtener espectros en ausencia de componentes externas al experimento.

Información extraída de <a href="http://www.iar.unlp.edu.ar/public-doct.htm">http://www.iar.unlp.edu.ar/public-doct.htm</a>

Ingeniero Civil Eléctrico / Con la motivación para que el lector pueda tener una idea clara de como funciona en general el TKIP, el capítulo 2 se centra en explicar los procesos por el cual se tiene que pasar para lograr amplificación, dividiendo la explicación en tres partes: Onda viajera (Travelling-wave), inductancia cinética (Kinetic inductance) y paramétrico(parametric). Se describe en detalle cada proceso y la teoría necesaria para entender cada etapa. Para el propósito de darle al lector un mejor entendimiento del dispositivo, se empezará a explicar desde la parte 3 hasta la 1. La parte paramétrica o Parametric explica los conceptos de Four-Wave-Mixing. Se explican las relaciones que gobiernan la amplificación y cuales son sus condiciones. Se concluye que una condición fundamental es realizar el efecto en un sistema no lineal. La etapa Kinetic Inductance o inductancia cinética, se centra la teoría BSC para explicar los efectos principales que se necesitan para entender este tipo de aplicaciones. Se dan algunos ejemplos que enlazan esta teoría con los amplificadores paramétricos (paramp). En la tercera parte Travelling-wave u Onda viajera explican el fenómeno de dispersión. Se mencionan fenómenos que se observen en la vida cotidiana, para luego indicar la importancia de este en el proceso de amplificación. Finalmente se concluye cuales son los requerimientos para lograr la dispersión deseada y de que forma se pueden cumplir. Además de estos procesos, se tiene uno adicional que consiste en el diseño de una línea microstrip invertida utilizando un material superconductor, para ello primero se replican distintos resultados de artículos relacionados, para luego obtener una microstrip para distintas permitividades relativas y tangentes de pérdidas. Finalmente se obtienen las medidas necesarias para obtener una impedancia característica de 50 Ohm del modelo mencionado. En en capítulo 3 Implementación se combina la teoría con simulaciones, expresando la relación de dispersión ideal para un problema general y comparándola con diseños específicos. Además se detallará los resultados de la amplificación obtenida por cada filtro. Finalmente se mencionan las dificultades que llevaron a cada proceso, describiendo su posterior solución.

Esta memoria se enmarca en una iniciativa del Departamento de Astronomía de la Universidad de Chile que tiene como principal objetivo la puesta en operación del radiotelescopio “Telescopio de Ondas Milimétricas del Sur de 1.2 m” (1.2 m Southern Millimeter-Wave Telescope), también conocido como Mini, en Cerro Calán, Santiago de Chile. El radiotelescopio fue originalmente instalado y operado en los años 80’ y 90’ en el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo. Durante esos años se llevaron a cabo numerosas investigaciones científicas, dentro de las cuales destaca el mapeo completo de la emisión del 12CO en nuestra galaxia. El receptor del Mini fue trasladado al Laboratorio de Ondas Milimétricas del Departamento de Astronomía en el año 2004 para efectuarle dos modificaciones. Se reemplazó el antiguo oscilador local tipo Klystron por uno nuevo del tipo Gunn que amplía el rango de frecuencia y permite observar emisiones en otras transiciones. Además, se instaló un amplificador HEMT en la primera etapa de recepción que proporciona una mejor relación señal a ruido. Una vez modernizado el receptor se inicia el traslado completo del Mini al Laboratorio de Ondas Milimétricas el año 2009. Durante el segundo semestre del año 2010 se construye un nuevo edificio en Cerro Calán donde se instala el Mini con el objetivo de volver a observar el cielo luego de aproximadamente 15 años de inactividad. En la presente memoria se detalla el proceso de instalación y puesta en marcha del Mini donde destaca la realización de las siguientes actividades: pruebas del radiotelescopio y sus distintos componentes tales como sistema motriz, receptor, banco de filtros, espectrómetro, sistema y programa de control, equipos de medición y equipos sintetizadores; el traslado y la instalación del radiotelescopio desde el laboratorio al nuevo edificio; la calibración del sistema de apuntamiento (pointing) de la antena; la caracterización del estado actual de radiotelescopio; y, la obtención del primer espectro (first light) en radiofrecuencia de una fuente astronómica en Cerro Calán. El radiotelescopio provee un medio de desarrollo que expande las fronteras de la investigación astronómica y la instrumentación de la Universidad de Chile. El Mini es una herramienta que ayudará a investigadores, desarrolladores, docentes y alumnos a enfrentar los futuros desafíos de la radioastronomía en nuestro país.

La región G34.43+0.24 es una nube molecular opaca en la emisión del Infrarrojo medio, la cual presenta una forma filamentaria. Tiene una extensión de ~10 pc y está ubicada a una distancia de 3.7 kpc. Esta región se escogió para realizar un estudio multilíneas con el fin de determinar su morfología a partir de la emisión de transiciones moleculares y poder estudiar la cinemática del gas, en particular investigar la presencia de flujos moleculares. Además tiene la ventaja de ser una fuente ecuatorial, por lo tanto es posible obtener observaciones desde los dos hemisferios. Esto se hizo con los telescopios de Nobeyama (en Japón), APEX y SEST (ambos de Chile). Se realizaron observaciones en las longitudes de onda sub-milimétricas usando el telescopio APEX [en las líneas moleculares de CO(3-2), 13CO(3-2), C18O(3-2) y CS(7-6)], y observaciones en las longitudes de onda milimétricas usando los telescopios Nobeyama [en las transiciones de CS(2-1), SiO(2-1), C34S(2-1), HCO+(1-0), H13CO+(1-0) y CH3OH(2-1)] y SEST [en las líneas CS(2-1) y C18O(2-1)]. Las observaciones tienen resoluciones angulares muy parecidas, siendo casi todas ~15-19”. En las líneas del CO(3-2) y el 13CO(3-2) se hicieron mapas de emisión de la misma región cubierta por el mapa de emisión del continuo del polvo a 1.2 mm (Faúndez et al. 2004, Garay et al. 2004), es decir, la región completa que comprende G34.43+0.24. En el resto de las líneas se observaron sólo partes de la nube. A partir de los mapas de emisión en las diferentes transiciones moleculares fue posible visualizar la correlación entre los núcleos moleculares y los núcleos trazados por la emisión del polvo a 1.2 mm y calcular sus tamaños. Asumiendo equilibrio termodinámico local (LTE) y equilibrio virial fue posible estimar masas, densidades y densidades de columnas. Para el estudio del gas a alta velocidad se realizó mapas posición-posición de la emisión de las alas de los espectros y mapas posición-velocidad, con los cuales se visualizó la orientación espacial de los flujos moleculares. Se descubrieron tres flujos moleculares. Uno de ellos, el ubicado en el extremo norte de G34.4, muestra la presencia de una fuente muy energética inmersa en el polvo y gas dentro de la nube molecular. Previamente, esta zona de G34.4 no mostraba evidencia de formación de estrellas. Siguiendo el formalismo LTE descrito por Bourke et al. (1997) se determinó la masa, el momentum y la energía cinética asociada a los flujos. El estudio y modelamiento de los perfiles de los espectros en las posiciones de máxima emisión, que coinciden con la posición del núcleo MM2, nos indican que se encuentra bajo colapso gravitacional. Para obtener una estimación de la velocidad de colapso y la tasa de acreción se utilizó el modelo simple de Myers et al. (1996), encontrándose parámetros con el valor necesario para permitir la formación de estrellas masivas.

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.