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.

Uno de los problemas claves en el estudio de la formación de estrellas es determinar si acaso el paradigma de formación de estrellas de baja masa, específicamente, contracción gravitacional y la posterior presencia de un disco de acreción y chorros altamente colimados, se extiende a las estrellas de alta masa. En esta tesis se lleva a cabo una búsqueda sistemática de chorros ionizados hacia objetos estelares jóvenes de alta masa. La presencia de estos chorros entrega evidencia que sostiene dos importantes nociones astrofísicas: que las estrellas de alta masa pasan por una fase de eyección chorros y acreción desde un disco, y que además estos chorros serían la fuente de energía de los flujos moleculares masivos. Para la búsqueda de chorros se utilizó interferometría en el radio continuo centimétrico. Como sub-producto de esta búsqueda, se presenta también una lista de objetos estelares jóvenes de alta masa candidatos a albergar un chorro ionizado. Para el estudio del gas molecular y los flujos bipolares se utilizan telescopios sub-milimétricos ubicados en el Norte Grande de Chile. Analizando la incidencia y las características de estos chorros y de los flujos moleculares asociados, se extraerán conclusiones respecto al proceso de formación de estrellas de alta masa, la pertinencia de los chorros en este proceso, y algunas características físicas de éstos.

Doctor en Ingeniería Eléctrica / Este trabajo presenta un prototipo de un receptor de separación de banda lateral (2SB) para el Telescopio Austral de Ondas Milimétricas (SMWT) de 1.2 m de diámetro en el marco de su modernización. Ésta consiste en cambiar la configuración del receptor desde una configuración de doble banda lateral (DSB) a una 2SB con el fin de obtener un receptor competitivo para las observaciones astronómicas. También se presenta el rendimiento de este receptor en combinación con una plataforma digital que integra un híbrido de frecuencia intermedia (IF) y un espectrómetro en un receptor astronómico. De esta manera, se logran razones de rechazo de banda mejores que el actual estado del arte . En primer lugar, hemos caracterizado el receptor 2SB totalmente analógico y sus componentes usando dos importantes figuras de mérito: rechazo de banda y temperatura de ruido. La razón de rechazo de banda fue mayor que 7 dB en toda el ancho de banda de trabajo, mostrando que los componentes fabricados (Híbrido RF, Bifurcación de LO y Carga RF) cumplieron de buena forma las especificaciones. La temperatura de ruido del receptor estuvo bajo los 1500 K, atribuible principalmente al bajo rendimiento de los mezcladores comerciales, y más recientemente 300 K, después de cambiar el amplificador de bajo ruido y los mezcladores. Segundo, hemos medido también la razón de rechazo de banda para diferentes configuraciones del receptor 2SB usando un espectrómetro e híbrido RF digital como back-end. En todos los casos, una razón de rechazo de banda superior a 35 dB fue obtenida. Además, hemos comparado el rechazo de banda de un receptor completamente análogo 2SB de Banda-9 de ALMA con uno usando el esquema de back-end digital. Obtuvimos razones de rechazo de banda sobre 35 dB in toda la banda RF para el versión digital. Ésto esta sobre el rendimiento de cualquier receptor 2SB completamente análogo en la actualidad.

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.

Doctor en Ingeniería Eléctrica / Los receptores de doble banda lateral (2SB) son particularmente útiles para la observación de espectros astronómicos complejos en un amplio rango de frecuencias. Son extensamente utilizados en radio astronomía siendo sus principales ventajas el evitar la confusión espectral y disminuir la temperatura efectiva de sistema en un factor de dos con respecto a los receptores de doble banda lateral (DSB). Usando la actual tecnología analógica, los receptores 2SB de banda ancha obtienen generalmente cocientes de rechazo de banda lateral (SRR) de 10 a 15 dB, valores insuficientes para algunas aplicaciones astronómicas. En este trabajo se presenta la arquitectura típica de los receptores astronómicos de doble banda lateral y se describen las principales causas que limitan el rendimiento de la tecnología analógica actual. Se elabora sobre la necesidad de un alto rechazo de banda lateral para observaciones astronómicas y se propone un nuevo enfoque usando tecnología digital para superar los problemas que limitan el rechazo de banda lateral de los instrumentos actuales. Durante este trabajo se estudiaron técnicas digitales para mejorar el rendimiento de los receptores con separación de banda lateral. Se presenta el diseño e implementación de un espectrómetro de transformada de Fourier rápida (FFT) con separación de banda lateral digital incluyendo la implementación de un receptor analógico de 4 GHz construido para probar los diseños y medir el rechazo de banda lateral. La configuración utiliza una arquitectura clásica de receptor 2SB, excepto que las salidas de los mezcladores son directamente digitalizadas, antes del híbrido de IF, utilizando dos ADCs de 8 bits a 1 GSPS. El híbrido de IF está implementado en la FPGA junto con un conjunto de vectores de calibración que, debidamente elegidos, compensan los desequilibrios de amplitud y fase del receptor analógico. El receptor calibrado exhibe un cociente de rechazo banda lateral superior a 40 dB para todo el ancho de banda de recepción de 2 GHz. Esto representa una mejora de un factor de 100 a 1000 respecto a los actuales receptores radio astronómicos.

Ingeniero Civil Electricista / El método de las velocidades radiales permite la detección de planetas en otros sistemas solares, al obtener las características y configuración del sistema planetario. Esto es usualmente realizado por métodos secuenciales, que no garantizan obtener una solución global del problema. Una distorsión en la primera señal detectada, en conjunto con la ventana de muestreo no uniforme pueden causar la aparición de componentes artificiales. En este trabajo se desarrolló un método para encontrar una solución global del problema. Determinando tanto el número de componentes como las características de estas. Para esto se implementó dos programas en C, que en conjunto permitirán determinar las características y configuración de sistema. Estos se evalúan tanto en la validez de los resultados que entregan, como de la eficiencia computacional de los mismos. Para la validación se utilizó señales reales proporcionadas por astrónomos y señales artificiales. Se muestra como el periodograma basado en MMSE entrega resultados comparables con los del periodograma Lomb Scargle. Entregando además los parámetros de las componentes detectadas. Se utilizó un análisis de grilla para detectar la configuración del sistema y refinar las soluciones.

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.

En la presente tesis se diseña el sistema de la estación de radio astronomía que será construida en la PUCP. La estación consiste en una antena de 20 metros de diámetro y una estación de control. El objetivo general de la tesis es el diseño de los subsistemas encargados de la interconexión y funcionamiento del radio observatorio que será construido en el campus de la Pontificia Universidad Católica del Perú: interfaces de comunicación con la estación, fuentes DC, sistemas de control de motores, sistema de calibración del alimentador, lectura de posición de los 2 movimientos de la antena (azimut y elevación, con 17 bits de resolución), monitoreo de fuentes, monitoreo de temperatura y presión en el foco de la antena, control y lectura de estado de balizaje de la antena, elección de computadoras para la estación, elección de conectores y cableado coaxial para la etapa de recepción, interconexión entre circuitos y sub sistemas, cableado y distribución de circuitos. Cabe mencionar que en esta tesis no se incluye el diseño estructural de la antena ni de la estación. / Tesis

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.