Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Eléctrica / The Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) is one of the largest astronomical facilities in the world. Each of the 66 antenn as accommo dates ten ob servational band s, covering from 35-950 GHz. To extend the op erative lifesp an of ALMA, a conti nuous upgrade program is in place. Among other ob jectives, this program pursues the increase of bandwidth of the instruments and the need to complement ALMA with another observatories supp orting multi-pixel arrays. This thesis work is placed within two pro jects that attemp t to reach those goals. The first is th e ALMA Band-2+3 upgrade prop osal, that attempts to merge Bands 2 and 3 in a single receiver. The second one is the development of instrumentation for the CCAT-p Telescope, to be placed next to the site of ALMA, at Cerro Chajnantor. A heterodyne receiver is composed by the feed antennas which captures the radiation concentrated by the main dishes. Depending on the structure of the receiver, an orthomode transducer (OMT) separates the polarization in two orthogonal components. Subsequently the signal is mixed with a local oscillator signal in order to down-convert the original signal. More specifically, this thesis presents the design, construction and characterization of a turnstile OMT for ALMA Band 2+3 receiver and the study and design of a LO power distribution scheme for the CCAT-p Heterodyne Array Instrument. The OMT should comply with the stringent ALMA requirements set for all passive devices. A design was conceived to solve construction issues of a previous version. The measurements show that the OMT does comply with most of them. However, a disagreement between the simulations and measurements prompted us to determine the effective conductivity of milled waveguides at 15, 77 and 290 K. In order to do so, we characterized waveguide meanders. These results improved the agreement and could used on future design efforts. The LO power distribution of CHAI requires to deliver the LO signal to an 4 × 4 array, which will serve as a basic block for larger arrays configurations. The 4 × 4 array will be assembled out of 4 rows of 1× 4 pixels. The distribution must cover the 800-820 GHz band, the imbalance between power delivered to each mixer must be lower than −3 dB and the whole distribution must fit within a footprint of 40 × 40 mm^2. We have presented two designs based on coplanar waveguides (CPW) and waveguide technology, a balanced scheme based on hybrids and an imbalanced scheme based on Wilkinson power dividers. The balanced scheme required waveguides of considerable length, generating standing waves that created a considerable imbalance in the power distribution. The second scheme is an unequal power distribution that has a theoretically better performance but requires 3:1, 2:1 and 1:1 Wilkinson dividers. The simulations of 3D model of a CPW 3:1 Wilkinson shows that the actual model does not achieve the expected performance. However, further optimization promises an improvement in performance. In both projects we have demonstrated that careful design makes possible to obtain devices whose performance surpass the current state of the art. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por CONICYT a través de los proyectos FONDECYT 11151022 y BASAL PFB06

Ingeniero Civil Eléctrico / En los últimos años el poder de cómputo que presentan los arreglos de circuitos lógicos reprogramables (FPGA) ha aumentado considerablemente. Junto a ello han mejorado los conversores análogos digital (ADC), lo cual ha permitido expandir su uso en radioastornomía como espectrómetros, correlacionadores y separadores de banda lateral. La presente memoria busca demostrar nuevas aplicaciones de la tecnología mediante la implementación de un detector de polarización usando una FPGA y evaluar su viabilidad como receptor astronómico. Trabajos previos en el laboratorio de ondas milim\'etricas demostraron la síntesis de polarización digital con excitaciones inyectadas por guías de onda. El contenido de esta memoria presenta las mejoras realizadas a dicho polarizador digital, con el objetivo de permitir la calibración y mediciones en espacio libre. Se desarrollaron los dispositivos de hardware y firmware necesarios para medir patrones de radiación del sistema completo, es decir del receptor digital acoplado a una antena de bocina. Se resolvió el problema de integrar espectros complejos mediante el uso de una señal de referencia, y se desarrollaron los programas computacionales que automatizan la medida de patrón de radiación. Se implementó exitosamente un sistema capaz de medir simultáneamente la co-polarización y cros-polarización de un receptor radioastronómico, así como las rutinas necesarias para calibrar dicho receptor. Se demuestra que el proceso de calibración puede mejorar los niveles de cros-polarización del sistema completo en un factor 10 cuando se optimiza sobre un disco de 10 grados de diámetro angular en torno al eje óptico, y en un 20% cuando se optimiza en el ángulo sólido donde el patrón de radiación es mayor a -10dB. Se concluye que el proceso de calibración se debe realizar en el campo lejano y puede, además de mejorar los niveles de cros-polarización, corregir la posición del ángulo de polarización del sistema completo.

Tesis para optar al grado de Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Eléctrica / Atacama Large Millimeter Array (ALMA) es una asociación internacional entre Europa, América del Norte y el Este de Asia en cooperación con la República de Chile. Consiste en una arreglo de 66 antenas diseñadas para funcionar como un interferómetro. Cada antena tiene 10 receptores heterodinos sintonizados en diferentes bandas de frecuencia entre 30 y 950 GHz. El laboratorio de ondas milimétricas (MWL) de la Universidad de Chile está trabajando en un prototipo de receptor de la banda W Band extendida (Banda 2+3). Esta tesis presenta el diseño, la construcción y la caracterización de un módulo [de conversión descendente] mejorado e integrado para el receptor. Este módulo implementa un separador de banda lateral (2SB), el cual unifica todas las componentes necesarias en un solo módulo, para obtener un receptor mas compacto. El módulo consta de cuatros componentes. Un ecualizador basado en dos ramas con resistencias de película delgada integradas como el elemento básico para compensar la pendiente de ganancia, un filtro pasabanda acoplado con borde de microbanda, un amplificador de potencia basado en el circuito integrado de microondas monolítico (MMIC) HMC1144 y un Lange coupler encargado de separar la señal RF en 2 bandas laterales simultaneamente como es caracteristicos de los receptores 2SB. / FONDECYT a través del proyecto Fondecyt 11151022, y el proyecto CASSACA

Ingeniero Civil Eléctrico / La tecnología de terahercios se encuentra en un estado de desarrollo atrasado con respecto a las tecnologías usadas en las bandas adyacentes, como la óptica infrarroja o la electróni- ca de microondas. En particular, no se poseen fuentes compactas de radiación que operen dentro esta banda logrando buenos niveles de potencia y amplios rangos de frecuencia. Las útiles propiedades de la radiación de terahercios como su capacidad de detectar moléculas complejas, buena resolución espacial y ser radiación no ionizante, hacen que el desarrollo de tecnología para esta banda sea un área con creciente interés. En el contexto del desarrollo de una nueva línea de investigación sobre espectroscopía molecular, en el Laboratorio de Terahertz y Astrofotónica de la Universidad de Chile, se realiza este trabajo que consiste en el desarrollo experimental de un sistema láser para la ali- mentación de fotomezcladores. Este sistema tiene como objetivo la generación de dos señales ópticas de alta estabilidad y coherencia, cuya diferencia de frecuencias puede ser ajustada de forma continua dentro del rango de 10 GHz a 300 GHz. Para esto, se utiliza un esquema basado en un peine de frecuencias óptico sobre el cual se enclava por inyección un láser de diodos de frecuencia sintonizable. Esto consigue tener una fuente infrarroja de alta precisión dentro de un gran rango. Además, se genera una segunda señal por medio de modulación en amplitud (AM), la cual es sintonizable dentro de un rango igual al espaciado producido por el peine óptico. En conjunto, estas señales logran abarcar un amplio espectro de frecuencias de forma continua sin perder estabilidad ni calidad de las señales. En este trabajo se logra implementar los subsistemas para la generación de cada una de las señales requeridas y se estudia la capacidad de estos para trabajar dentro del rango deseado. Para la señal generada por enclavamiento por inyección, se logra probar el concepto dentro de un rango reducido, principalmente por falta de un buen sistema de medición de altas frecuencias. Para la señal generada por modulación AM, se logran resultados positivos en todo el rango de diseño. Finalmente, se proponen modificaciones al sistema para mejorar su desempeño. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por Conicyt, a través de su fondo ALMA para el desarrollo de la astronomía, Proyecto 31140025, QUIMAL, Proyecto 1500010, CATA-Basal PFB06 y Fondecyt 1151213

Doctor en Ingeniería Eléctrica / Este trabajo presenta el diseño, construcción y caracterización de dispositivos para receptores radioastronómicos en las bandas Q (30-50GHz) y W (80-110GHz). Por un lado, el dispositivo desarrollado para la banda Q es de interés para la banda 1 del telescopio argentino-brasileño LLAMA (Long Latin American Array). Por otro lado, los componentes de banda W pueden ser utilizados en la banda 3 de LLAMA o en posibles mejoras para el Telescopio Austral de Ondas Milimétricas (SMWT) que es mantenido por nuestro grupo. Para la banda Q, se diseñó y construyó un amplificador de bajo ruido utilizando un esquema hibrido de integración. Se integró un transistor de alta movilidad electrónica (HEMT) y un circuito integrado monolítico de microondas (MMIC) obtenido comercialmente. Con este diseño una temperatura de ruido inferior a 20 K y una ganancia superior a 30 dB pueden ser obtenidas. En la banda W se desarrollaron varios componentes. En primer lugar, se empaquetaron amplificadores comerciales MMIC de las compañías OMMIC y HRL. Al ser medidos a 15K estos amplificadores de bajo ruido alcanzaron temperaturas de ruido menores a 100K y ganancias superiores a 17 dB. Dada su disponibilidad comercial se determinó que son apropiados para ser utilizados como segundo amplificador en un receptor. Segundo, utilizando diodos Schottky comerciales, se fabricaron mezcladores sub-armónicos que cubren la banda W extendida. Las técnicas de desarrollo han variado desde el uso de componentes discretos hasta el diseño de MMICs para reducir el tamaño de los mezcladores. Los componentes mencionados previamente han sido ensamblados en un módulo compacto que puede ser utilizado en la etapa de mezcla de frecuencias. Este módulo posee una temperatura de ruido menor a 800 K y ganancia superior a 2dB a temperatura ambiente. Finalmente, se construyó una antena de ranura cuyo perfil ha sido optimizado para mejorar sus principales características (reflexiones, ancho de banda, polarización cruzada y simetría de haz). Entre las antenas de su tipo, esta es la única que posee un perfil optimizado lo que ha permitido obtener el mejor funcionamiento alcanzado hasta el momento. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por el Proyecto Gemini-Conicyt 32130023, Centro Basal de Astronomía y Tecnologías Afines (CATA), "Programa de Formación de Capital Humano Avanzado" de CONICYT y el Comité Mixto ESO-Chile

Tesis para optar al grado de Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Eléctrica / Memoria para optar al Título de Ingeniero Civil Eléctrico / El presente trabajo propone y estudia dos métodos bayesianos para abordar el problema de estimación espectral: uno paramétrico y uno no-paramétrico. En esta ocasión se abordará una variante del problema de estimación espectral, en que las muestras u observaciones están en el dominio de las frecuencias, similar al problema de interferometría. Actualmente, Chile es una de las grandes potencias en astronomía, siendo el norte de Chile el hogar del interferómetro más grande del mundo, llamado Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). El desarrollo metodológico de este trabajo consistió en modelar el dominio temporal (o espacial) y luego -informalmente- pasar el modelo temporal a través de la transformada de Fourier. Para el modelamiento se utiliza inferencia bayesiana, puesto que esta es un marco de trabajo que promete incorporar la incertidumbre natural de los problemas en el mundo real. De esta manera, el enfoque probabilístico que nos brinda la inferencia bayesiana nos permitirá establecer intervalos de confianza y caracterizar la incertidumbre de la reconstrucción. Los resultados experimentales están divididos en dos partes. La primera, está relacionada con la validación de los métodos, mientras que la segunda consiste en probar los modelos en imágenes reales. La etapa de validación a su vez se dividió en otros dos experimentos: El primer experimento es un caso unidimensional, en el que se probó el desempeño del método para realizar una regresión de una señal temporal la cual cumple todos las hipótesis propuestas en cada método; el segundo experimento consiste en realizar una regresión de una señal bidimensional, es decir, una imagen que cumpla con las hipótesis de cada método. El propósito de esto es realizar una validación en un escenario sintético y completamente controlado, en los cuales se pueda evaluar correctamente el desempeño de los métodos. Los resultados para cada método son prometedores, entre los cuales se puede observar la correcta validación de ambos métodos, la robustez de los métodos para imágenes reales y la facilidad de extensión para ocupar los métodos en otros problemas o incluso con muestras en el dominio temporal. En ese sentido, el trabajo a futuro puede alcanzar una gran profundidad y el pulimento de estos métodos se puede entender tanto como la aplicación particular de estos métodos en un problema o el desarrollo de nueva teoría para la sofisticación de los métodos. / CONICYT N 22171830, FONDECYT-Iniciación 1171165 y CONICYT-PIA AFB-170001

Tesis para optar al grado de Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Eléctrica / Memoria para optar al título de Ingeniera Civil Eléctrica / El radio-telescopio CCAT-prime (CCAT-p) será construido en el Cerro Chajnantor a 5.600 m.s.n.m en la Región de Antofagasta, Chile. Este telescopio tendrá una configuración CrossedDragone con dos reflectores de 6 m. Esta configuración le otorga un amplio campo de visión con el que podrá iluminar más de 105 detectores. El rango de operación del CCAT-p comprende longitudes de onda desde los 350 µm hasta los 3.100 µm, y en las mejores condiciones climáticas podrá llegar hasta la ventana de 200 µm. Para operar a estas longitudes de onda se necesita que la superficie de los reflectores tenga una alta precisión, por lo que se ha impuesto una meta para el error medio de frente de ondas entre 7 y 10 µm RMS. Los reflectores del telescopio serán construidos mediante un set de paneles que en conjunto conformarán el perfil deseado. Para lograr la precisión requerida, se necesitará implementar un método de medición de errores en la superficie de los reflectores. Se ha escogido con este fin la técnica de holografía de ondas milimétricas. La implementación de técnicas de holografía para el CCAT-p presenta desafíos, debido principalmente a su ubicación, a su configuración óptica y al alto nivel de precisión deseado. Se utilizará una fuente artificial a 300 m del telescopio, lo cual corresponde a su campo cercano , por lo que se necesita estudiar el comportamiento del patrón de radiación a esta distancia. En este trabajo se hacen simulaciones tanto en campo cercano como en campo lejano, bajo distintos escenarios, para así generar datos del comportamiento del telescopio ante estas circunstancias. Por otro lado, ya que el telescopio consta de dos grandes reflectores, el error medido por el sistema de holografía corresponderá a las contribuciones de los errores en la superficie de cada reflector. Para identificar y separar la contribución de cada reflector se propone utilizar los efectos de paralaje sobre la ubicación de los errores producidos al medir en distintas posiciones del plano focal. En este trabajo cada simulación se mide en 4 posiciones distintas del plano focal. Mediante software se generan mapas de error para los distintos escenarios. Con esto se encuentra que los errores en el reflector secundario experimentan un cambio considerablemente mayor en su posición en la apertura, al cambiar la posición de medición en el plano focal, en comparación con los errores en el primario. La holografía del CCAT-p ha sido simulada satisfactoriamente y se ha identificado un comportamiento diferente entre los errores de las superficies de los reflectores. / QUIMAL 180004

Ingeniero Civil Eléctrico / La síntesis de haces resuelve el problema de generar patrones de radiación más complejos que los que se puede generar con antenas individuales o arreglos de estas. Para ello se manipula la fase y la amplitud de la alimentación de cada elemento del arreglo, lo que permite focalizar la emisión o recepción de la potencia en ciertos lugares del espacio. Tanto en radioastronomía, como en las telecomunicaciones, esta tecnología da la posibilidad de observar el espacio de manera selectiva y/o en múltiples direcciones de manera simultanea, lo cual permite disminuir tiempos de barrido (para el caso de radiotelescopios) o descongestionar canales creando enlaces directivos. Este trabajo presenta la implementación de un sintetizador digital de múltiples haces, utilizando un arreglo planar de de 4x4 antenas tipo parche, capaz de generar tres patrones patrones directivos, cuyo procesamiento se realiza íntegramente en una FPGA (Field Programmable Gate Array). El arreglo está sintonizado para operar en 5.81 GHz, con un ancho de banda de 40 MHz. La señal es convertida a banda base por un conjunto de tarjetas de electrónica analógica. Se han realizado dos pruebas experimentales para verificar el funcionamiento del sistema: una emulando condiciones ideales de excitación, de modo de eliminar interferencias ajenas al experimento, y otra situando el arreglo en un extremo de una habitación vacía, siendo iluminado por una fuente puntual en el otro extremo. Los resultados permiten concluir que la síntesis de haces es satisfactoria, generando haces cuyo lóbulo principal es de 20º de ancho, con la capacidad rotar la dirección en que apuntan en todo el hemisferio visible del arreglo.

Tesis para optar al grado de Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Eléctrica / En las últimas décadas ha habido un crecimiento exponencial en el uso de sistemas de comunicación inalámbrica, tanto en el mercado del consumidor como en el empresarial. Esto ha tenido como efecto secundario el que muchos radio telescopios se ven afectados por interferencia en radio frecuencia. El nivel de daño que puede causar la interferencia va desde corromper un pequeño porcentaje de los datos, a imposibilitar completamente las observaciones astronómicas en ciertas bandas de frecuencia. A lo largo de los años, astrónomos e ingenieros han desarrollado varias técnicas de mitigación para combatir este tipo de interferencia, desde legislaciones para prohibir emisiones cerca del sitio del telescopio, a herramientas de software para etiquetar y borrar la interferencia en datos astronómicos. En este trabajo, un método de mitigación en tiempo real es desarrollado, basado en el concepto matemático del filtro adaptativo. Para usar un filtro adaptativo, se toma una segunda medida de la interferencia con una antena de referencia, y los parámetros del filtro se ajustan para cancelar ambas copias de la interferencia. Este método tiene la ventaja de ser capaz de eliminar la interferencia sin incurrir en pérdida de datos. El desarrollo matemático del filtro es estudiado, y se prueba que el filtro es capaz de eliminar cualquier tipo de interferencia, siempre y cuando los caminos que tome la interferencia hacia el telescopio y la antena de referencia cumplan la condición de linealidad e invariancia en el tiempo. Las limitaciones del filtro también son analizadas, y se concluye que el efecto que más daña el desempeño del filtro es la presencia de señales adicionales en la antena de referencia, no correlacionadas con la señal de interferencia. Estas señales pueden provenir del ruido de los componentes del receptor, de otras fuentes de interferencia, o de efectos de propagación multicamino. El filtro es implementado en una FPGA para alcanzar una alta velocidad y ancho de banda, y es probado tanto en un montaje de laboratorio, como en un telescopio. Se prueba que, a pesar de que el filtro funciona excelentemente bien en condiciones controladas de laboratorio, su desempeño se degrada significativamente en el escenario realista, específicamente porque todas las limitaciones prácticas son más predominantes en este caso. De todas maneras, el filtro es capaz de atenuar la interferencia con distintos grados de éxito dependiendo de las características de la señal, principalmente potencia y efectos de propagación. Para las mejores condiciones de interferencia (alta potencia, fuente localizada, y sin efectos de propagación multicamino), el filtro demostró ser capaz de eliminar señales de interferencia de 15~dB de potencia por sobre el piso de ruido. / CONICYT a través de sus programas: Fondo Basal, Proyecto PBF06, ALMA CONICYT 31150012 y FONDECYT 1140428