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

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.

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

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

Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Eléctrica / La próxima construcción del radiotelescopio "Cerro Chajnantor Atacama Telescope" (CCAT) traerá enormes desafíos para la instrumentación astronómica. Dentro de estos desafíos se encuentra el "CCAT Heterodyne Array Receiver", un arreglo modular de receptores heterodinos de doble banda con alta resolución espectral. Este se espera sea el primer arreglo de receptores heterodinos con 64 (base) y 128 pixeles (meta), substancialmente mas grande que cualquier arreglo de este tipo actualmente en operación. Sin embargo, estos receptores heterodinos de gran escala solo pueden ser construidos si es posible reducir considerablemente la complejidad de cada pixel. Esta tesis presenta el trabajo realizado en el desarrollo compacto de la electrónica de control de polarización para mezcladores de juntura "Superconductor-Insulator-Superconductor" (SIS) en arreglos heterodinos de gran escala. El objetivo principal de esta tesis corresponde a la programación del microprocesador, en un prototipo de canal singular, de la tarjeta de control de polarización para interactuar con el mezclador, y luego probar su funcionamiento en un setup de laboratorio. El software fue exitósamente programado y fue primero probado en un sistema de prueba para asegurar una interacción sin riesgos con el mezclador. Luego se probó experimentalmente que fue posible suministrar el voltaje de ajuste de alta precisión del mezclador y la corriente del las bobinas de campo magnético para suprimir los efectos de Josephson en el mezclador. Otras funciones específicas como el barrido de voltaje en el mezclador o la habilitación de la conexión con el mezclador también fueron testeadas. El PC de control es capaz de controlar todos estos parámetros y funciones junto con el monitoreo de la corriente y voltaje reales en el mezclador. El rol fundamental de la constante de tiempo electrónica de la tarjeta es presentado en conjunto con un análisis en términos de la distorsión de la curva de voltaje-corriente del mezclador y su influencia en el ruido electrónico. Los resultados muestran, de todas formas, que tanto la distorsión como el ruido se encuentran dentro de un rango adecuado debido al sector donde se espera ajustar el voltaje del mezclador. En conclusión, el software programado en el microprocesador crea una base de instrucciones que permiten al usuario hacer uso de la tarjeta de control de polarización para interactuar con el mezclador de manera segura. Esta interacción le permite realizar una calibración manual (aunque controlada remotamente) del mezclador, obteniendo los mismos resultados que el proceso actual. Esto representa un gran paso adelante en la reducción de la complejidad de hardware del sistema de control de polarización, siendo esto clave para el desarrollo de arreglo de receptores heterodinos de gran escala.

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.

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El Instituto de Radioastronomía de la Pontificia Universidad Católica del Perú ha implementado un radiotelescopio de ocho metros de diámetro con el fin de hacer investigación en Astrofísica y desarrollar en el Perú un área que no ha tenido en el pasado mayor difusión ni interés. Dicho radiotelescopio, denominado RT-8, posee una superficie reflectora en forma de un paraboloide de revolución para concentrar las ondas de radio que se reflejan desde su superficie en un solo punto llamado foco, el cual debe coincidir con el centro de fase del alimentador. La presente tesis tiene como objetivo general el diseño de un sistema que permita un ajuste manual, automático o programado del foco y polarización del radiotelescopio, así como la adquisición de la data. Los objetivos específicos son dos, el primero es un movimiento axial del alimentador a lo largo del eje perpendicular a la superficie reflectora con el fin de hacer coincidir el centro de fase del alimentador con el punto focal del paraboloide. El segundo objetivo específico es un movimiento de rotación sobre el propio eje del alimentador, con el fin de conocer la polarización que posea la señal recibida. Finalmente, estos objetivos terminan en la creación de un software el cual permitirá la adquisición y visualización de datos además del control remoto del sistema desde una computadora.