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.

Ingeniero Civil Eléctrico / El auge que ha presentado en los últimos años la Astronomía observacional en Chile, producto de las inigualables condiciones ambientales del desierto de Atacama, ha generado la necesidad de desarrollar tecnologías afines con este gran desafío. Este trabajo propone soluciones en el área de procesamiento digital de señales haciendo uso de procesadores de alta velocidad. En concreto, se diseña e implementa un espectrómetro de ancho de banda seleccionable para aplicaciones en espectrometría de alta resolución como lo es el estudio de estructuras moleculares híper finas. Además se diseña un bloque de control de datos, útil entre otras cosas para mejorar las mediciones de rechazo de banda lateral. El uso de procesadores FPGA (Field Programmable Gate Array) permite implementar espectrómetros digitales. Estos diseños son aplicables en procesadores cada vez más veloces. Existen arquitecturas prediseñadas para estos propósitos como por ejemplo la plataforma ROACH (Reconfigurale Open Architecture Computing Hardware) creada por CASPER (Collaboration for Astronomy Signal Processing and Electronic Research) y que se utiliza en este trabajo de título. Utilizando diseños en ambiente MATLAB Simulink se crea un ejecutable que da instrucciones al FPGA. Así, estos diseños son controlados y comandados por códigos en lenguaje Python, los que realizan un post procesamiento de los datos para su posterior análisis. Los diseños creados para mejorar el rechazo de banda lateral demuestran ser efectivos limitando la contaminación de banda adyacente a menos de -50dB. El bloque de control asegura el buen funcionamiento del sistema, incluso en presencia de alto ruido de fase. Por otro lado al realizar acercamiento a una porción del ancho de banda se logra una mejor resolución espectral logrando distinguir variaciones de energía en rangos pequeños de frecuencia. A futuro, todos los diseños creados en este trabajo pueden implementarse a mayor velocidad, utilizando procesadores más avanzados. Es posible enriquecer el zoom, reduciendo el ancho de banda desde dos hasta ocho veces, y utilizar mezcladores digitales para seleccionar una zona arbitraria del espectro.

Ingeniero Civil Eléctrico / Un espectrómetro de alta resolución se usa en radioastronomía para observar espectros de nubes moleculares de dinámica compleja con un amplio rango de velocidades. Dicho instrumento corresponde a un tipo de Back End, el cual es el último componente electrónico de la cadena en un radiotelescopio y está encargado de procesar la señal proveniente de las fuentes astronómicas para obtener la información deseada. El estado del arte en esta materia consiste en utilizar técnicas digitales para procesar los datos, debido a la estabilidad de las mediciones y buen rendimiento que estas permiten. En este trabajo se presenta el diseño e implementación de un espectrómetro digital de transformada de Fourier rápida (FFT), de alta resolución espectral, utilizando una plataforma ROACH 2, la cual está basada en un chip FPGA (Field Programmable Gate Array) y está equipada con ADCs (Analog-to-digital coverters) de alta velocidad. Como metodología de diseño, se propone maximizar el uso de recursos del hardware para obtener el mayor número de canales espectrales posibles para un ancho de banda no menor a 1,5 GHz, manteniendo un alto rango dinámico. Para lograr el correcto funcionamiento del espectrómetro a altas velocidades se aplicaron técnicas de localización física de recursos (floorplanning) en el FPGA. Se presenta también una metodología de calibración de los ADCs, los cuales poseen cuatro núcleos que en conjunto muestrean a una tasa máxima de 5 GSps. El mejor desempeño se obtuvo con un espectrómetro de 1,8 GHz y 32768 canales, es decir con una resolución espectral de 54,9 kHz. Éste posee un rango dinámico libre de espurios (SFDR) superior a 42 dB en toda la banda con caídas a 39 dB en frecuencias puntuales. El aumento de resolución espectral se ve limitado principalmente por problemas de sincronización (timing) en el circuito y por la cantidad de memoria disponible. Como trabajo futuro se propone explorar distintas técnicas para optimizar el uso de recursos del FPGA y así aumentar aún más la resolución espectral del espectrómetro. Ejemplos de estas técnicas son modificaciones de diseño que permitan el uso eficiente de memorias y la reducción de operaciones matemáticas necesarias. También se presenta un cambio mayor en el diseño del espectrómetro, el cual implementa una forma distinta para calcular la FFT y permitiría reducir enormemente el número de memorias utilizadas por esta, logrando llegar a 1 millón de canales espectrales.

Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Ingeniería Eléctrica / Polarization is a key measurement within radio astronomy because its state can give insight as to the physical conditions of the source and the medium the radiation has traveled through. In radio astronomy receivers, the device used to separate the polarization is known as an Ortho-Mode Transducer (OMT). The OMT is a passive component that separates signals into two orthogonal components. Using available millimeter-wave analog technology, wideband heterodyne receiver systems generally obtain polarization isolation ratios of 15dB to 20dB, insufficient for modern astronomical applications. That low polarization isolation ratio is due to the presence of leakage from one polarization contaminating the other, which is known as cross-polarization. In order to improve polarization isolation and reduce cross-polarization, a new approach called Digital OMT has been proposed, based on passing one given functionality from the analog domain to the digital domain using digital signal processing techniques. Digital techniques were studied to improve OMT performance, which led to the design of a polarimeter based on the Fast Fourier Transform (FFT). The polarimeter was implemented on a Field Programmable Gate Array (FPGA), including the implementation of a Ku-band analog front-end to characterize the design and measure the synthesized polarization. This thesis introduces a prototype of a DOMT created for real-time processing and continuous integration, suitable for radio astronomy observations. The configuration used is based on the architecture of a compact four-port OMT. The outputs are downconverted using mixers and then directly digitalized using four 8bit ADC sampling at 1.2 GSPS. A 180° hybrid was implemented on the FPGA together with a set of calibration vectors, with the purpose of compensating the amplitude and phase imbalance typical of analog radio astronomy front-ends. This calibrated Digital OMT exhibits a polarization isolation ratio of more than 40 dB for the entire RF bandwidth, representing an improvement factor of 100 over its analog counterpart. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por Centro de Astrofísica y Tecnologías Afines (CATA-BASAL-PBF 06), FONDECYT 11140428 y 1121051, y ALMA-CONICYT 31150012. Agradecemos a Xilinx Inc. por la donación de circuitos integrados y licencias de software y a la comunidad de CASPER por el apoyo brindado.

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

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.

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 / 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.