UNIVERSIDAD DE CANTABRIA DEPARTAMENTO DE INGENIERÍA DE COMUNICACIONES TESIS DOCTORAL

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1 UNIVERSIDAD DE CANTABRIA DEPARTAMENTO DE INGENIERÍA DE COMUNICACIONES TESIS DOCTORAL Amplfcadores de Banda Ancha y Bajo Rudo Basados en Tecnología de GaAs para Aplcacones de Radometría Autor: Beatrz Aja Abelán Drectores: Mª Lusa de la Fuente Rodríguez Eduardo Artal Latorre Tess Doctoral presentada en la Unversdad de Cantabra para la obtencón del título de Doctora por la Unversdad de Cantabra Santander, Octubre de 006

2 Prncpos de Radometría La Msón Planck Capítulo Prncpos de Radometría La Msón Planck.1. Introduccón La radoastronomía es una rama de la cenca, que trata de observar señales de rado provenentes de fuentes cósmcas, y abarca muchos campos, desde fenómenos físcos, hasta el dseño de antenas y receptores. Nacó en el año 193 cuando el ngenero estadoundense K.G. Jansky, mentras trabajaba en Bell Laboratoros, descubró perturbacones eléctrcas provenentes de la regón cercana del centro de nuestra galaxa, la Vía Láctea, durante un expermento para localzar fuentes lejanas de nterferencas de rado terrestres [16]. A fnales del sglo XIX se llevaron a cabo ntentos nfructuosos para detectar la radoemsón celeste. La dstrbucón de esta radoemsón galáctca fue cartografada por el ngenero estadoundense Grote Reber, utlzando un parabolode de 9,5 m que construyó en su pato de Wheaton, Illnos. En 1943 Reber tambén descubró la radoemsón del Sol. A fnales de los años 40, George Gamov, Ralpha Alpher y Robert Herman desarrollan la teoría del Bg Bang y se predce una radacón unforme, equvalente a un cuerpo negro a 5 Kelvn. La radoemsón solar había sdo detectada pocos años antes, cuando fuertes estalldos solares produjeron nterferencas en los sstemas de radar brtáncos, estadoundenses y alemanes, dseñados para detectar avones. Como resultado de los grandes progresos realzados durante la II Guerra Mundal en antenas de rado y receptores sensbles, la radoastronomía florecó en la década de Los centífcos adaptaron las técncas de radar utlzadas en época de guerra para construr dversos radotelescopos en Australa, Gran Bretaña, Países Bajos, Estados Undos y la Unón de Repúblcas Socalstas Sovétcas, y muy pronto se despertó el nterés de los astrónomos profesonales. John Kraus después de la II Guerra Mundal empezó a trabajar en el observatoro de la Unversdad de Ohao y escrbó un lbro de texto de radoastronomía, "Rado Astronomy," publcado en 1966 [17], que es aún una guía mprescndble para los radoastrónomos. Además Kraus dseñó el Bg Ear, smlar a un telescopo reflector, a fnales del los 50, con la ayuda de estudantes. Un gran número de fuentes de radoemsón dscretas fueron catalogadas, y desde la década de los años cncuenta, fueron dentfcadas muchas radofuentes como galaxas vsbles dstantes. En 1963, una contnuada nvestgacón llevó al descubrmento de radofuentes cas estelares llamadas quásares, que debdo a que presentaban desplazamentos haca el rojo de una magntud sn precedentes, parecían encontrarse a dstancas enormes de la Terra. Poco después, en 1965, los radoastrónomos estadoundenses Arno Penzas y Robert W. Wlson anuncaron el descubrmento de la radacón de fondo de mcroondas cósmca de 3 K (-70 C), que tene muchas mplcacones para las teorías del orgen del Unverso y su evolucón (Bg bang). En 1968 se descubró un tpo nuevo de radofuente, el púlsar, dentfcado rápdamente como una estrella de neutrones que gra a gran velocdad. A esta lsta ncompleta se pueden añadr descubrmentos relatvamente recentes como la exstenca de los agujeros negros, la radacón de onda 5

3 .. Prncpos de radometría gravtaconal, detalles del nacmento de estrellas y otros sstemas solares, y el descubrmento de la ansotropía del fondo cósmco de mcroondas, que mde drectamente la estructura temprana del Unverso. Nuevos desarrollos en la tecnología de mcroondas han hecho posble la creacón de nstrumentos más sensbles y complejos, los cuales en los últmos cncuenta años, han permtdo realzar descubrmentos sobre el sstema solar, otros sstemas solares, el medo nterestelar, galaxas, y la evolucón del unverso... Prncpos de radometría..1. Descrpcón general de un radómetro Un radómetro es un receptor muy sensble dseñado para medr la emsón electromagnétca de un cuerpo. El nvel de potenca de la señal en receptores radométrcos es generalmente bastante pequeña, así que sensbldad y establdad altas, son requermentos mportantes para este tpo de receptores [17]-[19]. El problema más mportante en radometría, es establecer la temperatura de la fuente más baja detectable. La temperatura mínma detectable está generalmente determnada por las fluctuacones de rudo que aparecen a la salda del receptor. Como la fuente está generando una señal de tpo rudo térmco, se deben emplear técncas especales para reducr las fluctuacones espuras en la salda producdas por los crcutos del receptor, y para dferencarlas de la señal real. Los elementos báscos que forman un radómetro son una antena, amplfcadores de bajo rudo y banda ancha, un fltro paso banda, un detector cuadrátco, un fltro paso bajo que actúa como ntegrador y un sstema de adquscón de datos para procesar las señales. S defnmos la potenca envada por la antena a un receptor como P A = k. T. A B, (donde k es la constante de Boltzmann Julo/K, B es el ancho de banda), se podría decr que la funcón del radómetro es medr T A, donde T A se defne como la temperatura radométrca de la antena. Conceptualmente, la funcón de transferenca del radómetro se representa mdendo la tensón de la salda en funcón de la temperatura de rudo de una fuente de rudo conectada al termnal de entrada en lugar de la antena. La sensbldad radométrca [17] en temperatura (ΔT) o la precsón con la que podemos medr T A, se defne como el mínmo cambo de temperatura de la antena, T A, que se puede detectar en la salda del radómetro. Depende del rudo térmco, del ancho de banda de radofrecuenca y del ancho de banda de vdeo. ΔT es lo que caracterza la caldad de un radómetro de mcroondas y se calcula según (.1). ΔT = Tsys (.1) Bτ Donde, ΔT (Kelvn) es la sensbldad del radómetro, T sys (Kelvn) es la temperatura de rudo del sstema que realza la medda y es la suma de la temperatura de rudo de la antena y la temperatura de rudo del receptor. La constante τ (seg) es el tempo de ntegracón del fltro paso bajo del receptor en segundos y es nversamente proporconal al ancho de banda de vdeo. El valor B (Hz) es el ancho de banda efectvo en radofrecuenca antes de detectar la señal. El cálculo del ancho de banda efectvo de un radómetro [17], es necesaro para conocer la sensbldad en temperatura detectada del msmo y no suele concdr con el ancho de banda a 3 db. La forma de calcular el ancho de banda efectvo de un radómetro vene descrta por (.). G( f ) df 0 B = (.) [ ( ) ] G f df 0 Sendo G(f) la gananca del receptor en la banda en funcón de la frecuenca que ncluye la gananca de RF de los amplfcadores y los fltros y la gananca de conversón del detector. Toda medda de un receptor está afectada por el rudo del propo receptor, por tanto, cuanto mejor aslemos el rudo de la medda deseada, mejor radómetro obtendremos. Puesto que el rudo no afecta de gual manera a los dstntos componentes del radómetro, no es tarea fácl aslar el rudo de la señal deseada. Dstntos métodos para hacer esta operacón han llevado a la construccón de dferentes tpos de radómetros. Algunos 6

4 Prncpos de Radometría La Msón Planck de ellos son: el radómetro de potenca total, el radómetro de Dcke, el radómetro por adcón de rudo, el receptor de correlacón, o receptores que son híbrdos utlzando dos o más técncas..3. Tpos de radómetros.3.1. Receptor de potenca total Cualquer receptor que mde la potenca total de rudo de la antena y el receptor se denomna receptor de potenca total [17], [18]. Su funcón es detectar y medr emsones de rado de fuentes. En la mayoría de los casos la emsón consste en radacón ncoherente cuyas propedades estadístcas no dferen del rudo orgnado en el propo receptor o de la radacón de fondo acoplada al receptor por la antena. El esquema básco de un receptor de potenca total se muestra en la Fgura.1. Fgura.1. Dagrama de bloques de un receptor de potenca total Este receptor calcula el valor promedo de la tensón dada por un detector cuadrátco, proporconal a la potenca de rudo recbda por la antena más la del receptor, después de amplfcarla con una gananca G, y fltrar con un fltro paso banda de ancho de banda B. De este modo el radómetro de potenca total smplemente proporcona el valor de potenca promedo sobre un ntervalo, dado por el fltro paso bajo de salda con respuesta al mpulso h(t). La densdad espectral de potenca entrando por la antena (P A ) es kt A Watt/Hertz, donde T A es la temperatura de la antena, y es el parámetro que se desea medr. El rudo gaussano (P R ) añaddo por el receptor, debdo al rudo térmco y al rudo shot vene dado por kt R Watt/Hertz. La suma k(t A +T R ) es amplfcada y pasa a través del fltro paso banda de anchura B (Hz). La forma de onda de las tensones, y los espectros de potenca correspondentes en varos puntos entre la entrada de la antena y la salda fnal se representan en la Fgura.. La forma de onda de la tensón de salda del fltro paso banda es v (t), y la tensón detectada, a la salda del detector cuadrátco, v d (t). La señal de salda v o (t) del radómetro es la de salda del fltro paso bajo, caracterzado por su respuesta al mpulso h(t), con un ancho de banda B LF. Fgura.. Señales en el tempo y espectros de potenca en un receptor de potenca total La sensbldad del radómetro de potenca total, se obtene evaluando la tensón efcaz a la salda (v orms ), debdo a las fluctuacones de salda del rudo del sstema, expresándola en Kelvn, e gualándola a la componente de contnua de salda, que es proporconal a la temperatura de la antena más la del receptor: (T A +T R ). La tensón v orms, se obtene de la componente de AC de la densdad espectral de potenca de la tensón de salda, S o (f). El valor medo de la tensón de salda v o, es la componente de contnua de S o (f). La tensón a la salda del detector, v d (t), no es una señal aleatora gaussana, pero en cambo las tensones a su entrada v (t) y 7

5 .3. Tpos de radómetros v (t-τ) son varables aleatoras gaussanas con meda cero (JGRVZM: Jontly Gaussan Random Varables wth Zero Mean), y se puede aplcar la propedad del valor esperado de la expresón (.3). En prmer lugar se evalúa la funcón de autocorrelacón a la salda del detector, R d (τ), (.4). d () τ = E v () t v ( t τ) [ xyzw] E[ xy] E[ zw] + E[ xz] E[ yw] E[ xw] E[ yz] E = + (.3) [ ] = v () t v ( t τ) + v () t v ( t τ) ( ) = R ( 0) + R ( τ) R (.4) Aplcando la transformada de Fourer, se obtene la densdad espectral de potenca a la salda del detector, (.5). S d ( f ) = R ( 0) δ( f ) + S ( f ) S ( f ) (.5) La autocorrelacón de la señal de entrada al detector en el cero, R (0), es su valor de potenca meda, debda al rudo de banda ancha. Esto es, la potenca de salda de la seccón de predeteccón vene dada por (.6). R ( ) = v ( t) = kg( T + ΔT )B sys 0 (.6) La temperatura del sstema es T sys y ΔT es la temperatura de rudo de la señal o el cambo de temperatura a medr de la antena. En la seccón de predeteccón se amplfca con una gananca G y se fltra en un ancho de banda B. El valor medo de contnua de la tensón de salda del detector cuadrátco, v d, (.7), es proporconal a la potenca de la señal de entrada, v. v d ( t) α v ( t) = (.7) Donde α es la constante de sensbldad del detector. Por lo tanto la tensón de salda de DC, es proporconal a la potenca de entrada de acuerdo a (.8). V DC = αkg( Tsys + ΔT )B (.8) La potenca de contnua a la salda del detector vene dada por (.9). V ( ) = ( αkg( T + ΔT ) ) R 0 B DC α sys = (.9) El espectro de potenca a la salda del detector se muestra en la Fgura.3, donde se supone que en la parte de predeteccón la banda de paso tene una forma cuadrada de anchura B, centrada en la frecuenca f o. Fgura.3. Espectro de potenca a la salda del detector La potenca de la señal contnua a la salda debda a la señal de nterés vene dada por (.10). ( αkgδtb) P ' = (.10) Y la densdad de potenca debda a la componente AC de baja frecuenca, es gual a la expresada en (.11). S LF ( kgt ) B = α (.11) sys La tensón de salda del detector almenta al ntegrador a través de un fltro paso bajo para suavzar la señal reducendo fluctuacones de rudo. La señal a la salda de todo el radómetro v o (t), es la convolucón de la señal detectada con la respuesta al mpulso, h(t) del fltro. El efecto del fltro paso-bajo se obtene generalmente por una constante de tempo larga (orden de segundos) con un crcuto ntegrador RC de modo 8

6 Prncpos de Radometría La Msón Planck que el ancho de banda equvalente de rudo del fltro paso-bajo, B LF, es mucho más pequeño que el ancho de banda de la seccón de predeteccón, B. S el fltro paso bajo tene una banda de paso rectangular con un ancho de banda equvalente de rudo B LF, la potenca de la señal a la salda debda las fluctuacones vene dada por (.1). P LF ( αkgtsys ) B BLF = (.1) La sensbldad o mínma señal detectable ΔT mn, (.13), en Kelvn, del radómetro se defne como la temperatura de rudo de la señal ΔT que produce una potenca de salda DC del detector P, gual a la potenca de salda debda al rudo P LF, es decr es cuando el valor de tensón contnua es gual al valor efcaz de las fluctuacones de salda debdas al rudo del sstema. BLF Δ Tmn = Tsys (.13) B Para un fltro paso bajo de ancho de banda equvalente de rudo B LF, el tempo de ntegracón equvalente,τ [17], vene dado por (.14). Y la sensbldad radométrca, se puede expresar como (.15). 1 τ = (.14) B LF Tsys ΔTmn = (.15) Bτ.3.. Sensbldad con nestabldades a) Rudo 1/f El orgen de esta señal aleatora, de enorme nterés por su ubcudad y propedades matemátcas, es una señal rudosa, desordenada, que no se repte nunca del msmo modo y, sn embargo, posee característcas estadístcas que permten clasfcarla. Dentro de la defncón de rudo, podemos dferencar el rudo blanco del rudo de color. En el rudo blanco se hallan presentes por gual todas las componentes en las dversas frecuencas, al gual que en la luz blanca todos los colores se encuentran con gual ntensdad. Cuando fltramos el rudo blanco, obtenemos un rudo que ya no es blanco, sno de color. El rudo gaussano queda plenamente caracterzado medante su densdad espectral o espectro de potenca, una funcón que muestra cómo la potenca total de la señal se dstrbuye entre las dstntas componentes de dversa frecuenca. La densdad espectral de rudo blanco es constante, mentras que el espectro del rudo blanco fltrado en paso bajo es una funcón que decrece cuando aumenta la frecuenca. Entre los rudos de color destaca sobre todo el rudo 1/f. En este rudo la potenca correspondente a una determnada componente de Fourer de frecuenca f es nversamente proporconal a f, y la densdad espectral tene un aspecto sumamente sencllo cuando se la representa en un gráfco doblemente logarítmco, pues se reduce a una recta con pendente gual a 1. El rudo 1/f es estaconaro, es decr, en promedo sus característcas permanecen constantes a lo largo del tempo. Es dfícl observar expermentalmente densdades espectrales que sean de la forma 1/f. Lo habtual es dar con espectros del tpo 1/f a con 0.8 < a < 1.4. No suele evdencarse un aplanamento del espectro en bajas frecuencas. Observacones cudadosas del rudo 1/f en semconductores muestran que se extende hasta las frecuencas más bajas perceptbles en el laboratoro (10-7 Hz). El problema del rudo 1/f es que la densdad espectral crece ndefndamente cuando la frecuenca tende a cero. b) Efecto sobre las prestacones del radómetro Las fluctuacones de gananca y de temperatura de rudo en las etapas amplfcadoras del transstor son un punto clave en los receptores de radoastronomía [0], debdo a que esta nestabldad puede ser confundda 9

7 .3. Tpos de radómetros con las pequeñas señales recbdas por la antena. Esto es así porque la señal se mde durante perodos de tempo durante los que la gananca de los amplfcadores puede varar, dando lugar a un espectro de rudo 1/f, [1], []. Dado que las señales que queremos medr son pequeñas, la aparcón del rudo 1/f puede dar lugar a meddas erróneas, por tanto, los receptores tenen que ser lo sufcentemente buenos para que el rudo no afecte a las señales deseadas. Cualquer nestabldad en la respuesta del receptor modulará la señal de salda. La sensbldad radométrca se reduce debdo a que las fluctuacones de gananca y temperatura de rudo de los amplfcadores producen nestabldades. Las fluctuacones de gananca, (.16), generalmente se deben a pequeñas fluctuacones térmcas o nestabldades del semconductor. () t G( m( t )) g = 1 + con m << 1 (.16) Como las fluctuacones de gananca son ndependentes del rudo térmco, las varanzas se suman y la sensbldad es (.17), con m el valor cuadrátco medo de las varacones de gananca. ( ΔT ) m Δ T = + (.17) térmco T sys Para un radómetro de ancho de banda efectvo, B, y temperatura de rudo, T sys, con un tempo de ntegracón, τ, la sensbldad, ΔT, vene dada por (.18). Δ T = T 1 B ( G G ) sys τ + Δ con m ( ΔG G) = (.18) Donde ΔG/G es la magntud meda de la fluctuacón relatva de gananca con un espectro de frecuenca aproxmado 1/f, observada durante el ntervalo de ntegracón y que desaparecería para un sstema radométrco deal. El ancho de banda efectvo del radómetro, B, vene dado por (.) Receptor de Dcke El receptor de Dcke o de deteccón síncrona [3], [4], evta la dsmnucón de sensbldad debda a fluctuacones de gananca. Éste fue desarrollado en el laboratoro del Insttuto de Tecnología de Massachusett (MIT World War II Radaton Laboratory (EEUU)). El esquema de un radómetro de Dcke, se muestra en la Fgura.4. Se trata de un receptor en cuya entrada hay un conmutador, y mde durante un tempo la señal recbda por la antena, y durante otro tempo una carga resstva a temperatura constante. Fue el prmero en ntroducr el uso del prncpo de modulacón, para elmnar las nestabldades del receptor. El conmutador opera a una frecuenca más alta que aquella a la cual ocurren las varacones de gananca. Fgura.4. Dagrama de bloques de un receptor de Dcke Cuando el receptor esté conectado a la antena la tensón a la salda es (.19) y cuando está conectado a la carga (.0). V 1 = αkg ( T T )B (.19) oa A + R V 1 = αkg ( T T )B (.0) oc C + R α es la constante de sensbldad del detector, G la gananca de radofrecuenca, B el ancho de banda, T A la temperatura de la antena, T R la temperatura del receptor, y T C la temperatura de carga de referenca. 10

8 Prncpos de Radometría La Msón Planck La sensbldad de este tpo de receptores [4], (.1), depende de la dferenca de temperatura que hay entre la temperatura de la antena y la temperatura de referenca. Las varacones de gananca están presentes en la dferenca de temperatura. ΔT 4 Bτ 1 ( T + T ) + ( T + T ) ) + ( T T ) ΔG A R C R A C (.1) G S las temperaturas de la antena y de la carga son guales, las fluctuacones de gananca desaparecen y no hay señal a la salda, V oa es gual a V oc. La sensbldad del receptor está determnada por el rudo del sstema, y como la señal sólo se recbe la mtad del tempo, la sensbldad es la mtad de la de un receptor de potenca total, (.). ΔT Tsys = Bτ (.) El ancho de banda del fltro paso bajo, debe de ser al menos dez veces la frecuenca de conmutacón, para nclur todos los armóncos mportantes de la señal cuadrada a la salda Radómetro de correlacón Un receptor de correlacón, [18], [5], [6], está formado por dos receptores acoplados en paralelo a una antena, y se multplcan las señales a la salda de ambos. La salda de la multplcacón úncamente contene una señal de correlacón, o una señal proporconal a la potenca de rudo entrando por la antena, ya que las potencas de rudo que añaden los receptores están ncorreladas, y por lo tanto después de la multplcacón no estarán. El radómetro de correlacón permte comparacones contnuas y dferencacón entre dos observacones ndependentes, por lo tanto la sensbldad o la señal mínma detectable se mejora por un factor en comparacón con el esquema del radómetro de Dcke. Respecto a este últmo tene la desventaja de tener que hacer dos receptores déntcos, Con el uso de estas técncas de correlacón, la sensbldad del radómetro puede mejorarse mucho, debdo al bajo grado de correlacón del rudo ntroducdo por cada uno de los receptores. El esquema de un receptor de correlacón se muestra en la Fgura.5. Fgura.5. Dagrama de bloques de un receptor de correlacón La señal de entrada se dvde por dos canales separados, y la densdad espectral de potenca a la entrada de cada canal está dada por (.3), consderando el espectro en ambos semejes de frecuenca. S n 1 1 ( f ) k ( T + ΔT ) + T = A R (.3) La sensbldad de un radómetro de correlacón sgue la expresón de la (.4). La temperatura del sstema es T sys gual a 1/T A +T R. T sys 1 TA ΔT 1 + τ (.4) B Tsys Otros tpos de radómetro de correlacón, [5], [7], conssten en dos sstemas receptores con antenas separadas. Ambas antenas recben de la msma fuente de señal. Las dos señales captadas por la antena están 11

9 .4. La msón Planck correladas en tempo y al multplcar la salda de los dos receptores, se obtendrá una señal proporconal a la señal de entrada. Aunque ambas señales de entrada son coherentes en ampltud y en fase, después de pasar por los sstemas receptores, en general úncamente las ampltudes de las señales mantenen algún grado de correlacón. Por lo tanto, es posble utlzar deteccón de ley cuadrátca, antes de aplcar la correlacón, dando lugar al radómetro de correlacón de tpo envolvente, donde sólo las ampltudes son correladas. Cuando la nformacón de fase de las entradas está correlada, las señales son correladas antes de detectar, y este tpo de radómetro tene una sensbldad superor. Fnalmente, hay otros tpos de radómetros, que son híbrdos de dos o más técncas expuestas anterormente El de Graham [8] consste en dos receptores déntcos de tpo Dcke, que conmutan entre una carga y la antena, de modo que sempre se observa el celo, cada vez por un receptor, mentras que al msmo tempo por el otro se mde la carga. A la salda se multplcan las dos saldas de los receptores, y la sensbldad es gual que en un radómetro de correlacón, al tener dos observacones ndependentes. Más radómetros con combnacones de dferentes técncas son presentados en las referencas de [9] a [3]..4. La msón Planck La msón centífca Planck de la Agenca Europea del Espaco (ESA) [7], [33]-[35], tene por objetvo la nvestgacón astronómca en el rango de frecuencas mlmétrcas y submlmétrcas. Con esta msón se generarán mapas calbrados de alta sensbldad de la totaldad del celo. Así msmo, permtrá caracterzar pequeñas fluctuacones en la radacón cósmca del fondo de mcroondas (CMB), que son clave para conocer el orgen del Unverso. Se trata de la tercera msón espacal, sobre las ansotropías de temperatura del CMB. Las anterores msones fueron COBE (Cosmc Mcrowave Background Explorer) [36] y WMAP (Wlknson Mcrowave Ansotropy Probe) [37], [38]. Los radómetros de WMAP mden dferencas de temperatura entre dos regones del celo muy separadas, medante un par de telescopos smétrcos, en cambo Planck está dseñado para medr dferencas entre la señal del celo y de una carga nterna estable crogéncamente enfrada. Con Planck se espera consegur una sensbldad dez veces superor a WMAP, con una resolucón angular del doble y cubrendo más bandas de frecuenca. Esta msón proporconará una fuente de nformacón relevante para consderables estudos de cosmología y astrofísca y ayudará a los astrónomos a decdr qué teorías sobre el orgen y evolucón del Unverso son correctas y cuáles, por el contraro, deben ser descartadas. Toda esta nformacón se obtendrá observando la radacón cósmca de fondo de mcroondas (CMB) que tene su orgen poco después del Bg Bang, suceso que orgnó el Unverso y que ocurró hace aproxmadamente mllones de años. Esta señal es la más lejana y antgua que un telescopo puede ver hoy en día y, por lo tanto, puede consderarse como una onda resultante del Bg Bang. Como mrar atrás en el espaco sgnfca tambén mrar atrás en el tempo, observar esta prmera energía es como estar vendo el Unverso en su orgen. La radacón cósmca de fondo no se orgnó a partr de un objeto en partcular, sno a partr del Unverso entero años después del Bg Bang, cuando n squera las galaxas estaban formadas. Esta radacón es actualmente la prmera energía que ha exstdo lbremente en el Unverso. Esta es la razón por la cual hoy puede ser detectada en cualquer lugar del celo. Observar esta señal hoy es como estar vendo el Unverso años después del Bg Bang, por el msmo motvo que observar una galaxa que está a mllones de años luz es como estar mrándola hace mllones de años. Los detectores Planck están dseñados para detectar la radacón de fondo cósmco de mcroondas mdendo las varacones de temperatura. Estos receptores serán capaces de dstngur varacones de alrededor de 1 µk. Las ondas electromagnétcas son formas de energía, y la temperatura es una medda de la energía; cuanto mayor es la frecuenca de una onda, mayor energía tene y más calente está. Por lo tanto, la energía de mcroondas puede medrse como temperatura. De hecho, cuando la radacón cósmca de fondo de mcroondas fue lberada el Unverso era mucho más calente. Por lo tanto, el objetvo de la msón Planck es estudar el celo detectando las mcroondas procedentes del fondo cósmco. Esto es lo msmo que decr que la msón Planck va a medr la temperatura de cada parte del celo. Esta temperatura es de alrededor de.7 Kelvn. En meddas realzadas se ha obtendo que la temperatura en todo el celo con tres cfras decmales es de.76 K. Este grado de precsón en la medda puede parecer sufcente pero no lo es. Los centífcos saben, por observacones prevas, que cuando se mde el celo de forma más precsa aparecen zonas lgeramente más calentes o más frías (entendendo por lgeramente 0,00001 grados de dferenca). Estas dferencas de temperatura son las señales dejadas en el CMB por las semllas prmtvas de las enormes concentracones actuales de matera: los grupos de galaxas, las galaxas, etc. 1

10 Prncpos de Radometría La Msón Planck La nformacón obtenda con la msón tene que recoger en un mapa la localzacón precsa de las regones lgeramente más calentes y más frías, llamadas por los astrónomos ansotropías. Como consecuenca, los detectores Planck tenen que ser muy sensbles y trabajar en temperaturas muy cercanas al cero absoluto porque de otro modo su propa emsón de calor mpedría obtener meddas Datos del satélte Planck La msón centífca Planck tene como objetvo la puesta en órbta de un satélte con receptores de tpo radómetro en las bandas entre 30 y 850 GHz. El satélte Planck tene prevsto su lanzamento en el año 008 y se lanzará de forma compartda con el satélte Herschel en una msón conjunta con la lanzadera europea Arane V, Fgura.6 (a). Los dos satéltes se separarán después del lanzamento y ocuparán órbtas dferentes. Planck estará en órbta de Lssajous alrededor del punto Lagrangano del sstema Sol-TerraLuna, stuado a unos 1,5 mllones de klómetros de la Terra, aproxmadamente 4 veces la dstanca de la Terra a la Luna. Este punto se ha elegdo para mnmzar las contrbucones de fuentes de radacón potentes, como la Terra, el Sol o la Luna, que podrían nterferr con sus emsones e mpedr la recepcón de la señal de radacón cósmca del fondo de mcroondas. (a) (b) Fgura.6. (a) Satéltes Planck y Herschel en la lanzadera Arane V; (b) Órbta de Lssajous, punto Lagrangano El satélte Planck grará sobre sí msmo lentamente a una velocdad de una revolucón por mnuto, observando con cada vuelta una parte del celo. De esta forma en 15 meses habrá barrdo todo el celo dos veces. El satélte operará de forma completamente automátca y descargará los datos adqurdos cada día haca la estacón terrena de la ESA, en Perth (Australa) en un perodo de tres horas. El tamaño aproxmado del satélte Planck es de 4 x 4,5 m y una masa de 1.5 toneladas. La fotografía de la Fgura.7 muestra una maqueta a escala real del satélte. Se puede dstngur fáclmente el reflector prmaro (de color blanco) y el escudo protector (de color negro) que evtará la recepcón de señales provenentes del Sol y de los planetas más cercanos. Fgura.7. Maqueta del satélte Planck. 13

11 .4. La msón Planck.4.. Componentes de la msón Planck Los componentes más mportantes de la msón Planck, son los sguentes: Un telescopo con antena de tpo gregorano con un gran reflector prmaro de 1,5 m de dámetro [39]. El eje óptco del reflector prmaro está desplazado respecto al eje de rotacón. El ancho de haz es de decenas de arco mnuto y defne el número de píxeles de las mágenes obtendas en cada frecuenca. La Fgura.8 muestra esquemátcamente el sstema de la antena del telescopo. Fgura.8. Sstema de la antena del telescopo de Planck. Un nstrumento de alta frecuenca (HFI) recbrá señales en 6 bandas entre 100 y 857 GHz utlzando bolómetros muy sensbles enfrados a 0.1 Kelvn, [40], [41]. Un nstrumento de baja frecuenca (LFI), [4], [43], recbrá señales en las bandas de 30, 44 y 70 GHz, utlzando amplfcadores de muy bajo rudo con transstores HEMT de InP, enfrados a 0 K. El nstrumento HFI ocupa el centro del plano focal mentras que los frontales de RF de los receptores del LFI están rodeando a aquel. La Fgura.9 muestra la dstrbucón de las bocnas de los frontales del LFI y una vsta general del HFI. (a) Fgura.9. (a) Dstrbucón de las bocnas del LFI; (b) Vsta general del nstrumento HFI (b).4.3. El nstrumento de baja frecuenca (LFI) En la Fgura.10 (a) se muestra un dbujo trdmensonal y en la Fgura.10 (b) una fotografía real del nstrumento QM-LFI. En el dbujo se puede ver el nstrumento HFI ntegrado en el plano focal, con el LFI. 14

12 Prncpos de Radometría La Msón Planck Hay dos estructuras de soporte, una en la parte superor y otra en la parte nferor, para tener mayor robustez en las guías de onda, que son de aproxmadamente 1.5 m de largo. En las guías de onda hay tres radadores ( V-grooves ), con forma cónca, para dspar el calor procedente de la parte calente de módulo de servco. (a) Fgura.10. Instrumento Planck-LFI. (a) Dbujo 3-D del nstrumento LFI con las bocnas del nstrumento HFI en la parte central del plano focal; (b) Modelo de calfcacón (QM) del LFI (b) El dagrama de bloques del nstrumento LFI se muestra en la Fgura.11. El LFI contene radómetros dferencales. Hay cuatro radómetros a 30 GHz, ses a 44 GHz y doce a 70 GHz, todos ellos con un vente por cento de ancho de banda efectvo. Fgura.11. Dagrama de bloques del nstrumento LFI. 15

13 .5. Estado de la técnca de los amplfcadores de bajo rudo a) Subsstemas del LFI Como se puede aprecar en la Fgura.11 el nstrumento LFI está formado por los sguentes subsstemas: RAA (Radometer Array Assembly). Incluye la undad frontal (Front End Unt = FEU) y la undad posteror (Back End Unt = BEU), conectados por guías de onda rectangulares (Wavegudes = WG) de aproxmadamente un metro de longtud. SCS (Sorpton Cooler Subsystem). Este crostato está alojado en el módulo de servco del satélte y enfría toda la undad frontal a una temperatura de 0K. REBA (Radometer Electroncs Box Assembly). Está localzado en uno de los paneles laterales del módulo de servco del satélte. El FEU está enfrado a 0K y consta de las sguentes componentes: o FH (Feed Horns), Bocnas. o OMTs (Orthomode Transducers), Transductores ortomodo. o FEM (Front End Modules). Módulos frontales. El BEU está a una temperatura de 300K e ncluye los componentes: o BEM (Back End Modules). Módulos posterores. o DAE (Data Acquston Electroncs). Undad electrónca de adquscón de datos. b) Funconamento del LFI El frontal de RF (FEU), contene varas bocnas (FH) para cada uno de los canales, frecuencas de 30 GHz, 44 GHz, y 70 GHz. La señal recbda se separa en las polarzacones vertcal y horzontal medante un transductor ortomodo (OMT). Los crcutos amplfcadores están ncludos en el módulo frontal (FEM). Las señales amplfcadas por el frontal de RF se envían medante guías de onda rectangulares (WG), de una longtud aproxmada de un metro y medo, a la undad posteror (BEU), donde se vuelven a amplfcar, se fltran y se detectan medante los módulos posterores (BEM). Las señales detectadas se dgtalzan medante la undad electrónca de adquscón de datos (DAE). Los datos de la versón dgtalzada de las señales se almacenan en las memoras de la caja electrónca del radómetro (REBA). Estos datos se descargan peródcamente desde el satélte haca la estacón terrena de acuerdo a las operacones de telemetría y telecontrol de la msón. Dada la gran dferenca de temperatura exstente entre el frontal de RF y los módulos posterores, el satélte llevará unos anllos de aslamento térmco para evtar que el calor de la undad BEU se transmta haca la FEU. En el capítulo 3, se detalla el análss de los receptores del nstrumento de baja frecuenca (LFI).5. Estado de la técnca de los amplfcadores de bajo rudo Los componentes más mportantes en los receptores de radometría son los amplfcadores de bajo rudo proporconando bandas de trabajo anchas. Ya que, como se ha vsto anterormente, la sensbldad que se puede consegur es drectamente proporconal al rudo del sstema e nversamente proporconal al ancho de banda efectvo. La evolucón en los amplfcadores de bajo rudo ha sdo grande en los años recentes. De amplfcadores complcados, grandes y pesados se ha pasado a tener en la actualdad transstores HEMT (Hgh Electron- Moblty Transstor) de InP (Indum Phosphde) con un comportamento en rudo y gananca muy bueno, y alcanzando bandas de frecuenca no consderadas en el pasado. En los años ochenta los amplfcadores de bajo rudo se dseñaban con transstores FET (Feld Effect Transstor), o bpolares, y los amplfcadores eran paramétrcos, Maser (mcrowave amplfcaton by stmulated emton of radaton), y ya se enfraban crogéncamente a temperatura de ntrógeno líqudo (77 Kelvn) o termoeléctrcamente. Un resumen del estado de la técnca de los amplfcadores en estos años, se presentó en [44]. 16

14 Prncpos de Radometría La Msón Planck En [45], se presentan los amplfcadores de bajo rudo, tanto dscretos como ntegrados publcados durante los años noventa, en varas bandas de frecuenca. En [46] se hace una revsón de los dspostvos de bajo rudo utlzados para nstrumentos de mcroondas utlzados en radoastronomía, y en [47] se muestra el progreso del comportamento de rudo para amplfcadores dscretos enfrados durante las últmas décadas. En la actualdad los transstores utlzados para bajo rudo son HEMT o PHEMT (Pseudomorphc HEMT), y se realzan tanto crcutos dscretos, como ntegrados MMIC (Monolthc Mcrowave Integrated Crcut), con tecnologías muy avanzadas para consegur comportamentos de rudo y gananca óptmos. Los avances realzados permten obtener buenos comportamentos en rudo, sstemas más pequeños, menor consumo, anchos de banda grandes y frecuencas de operacón mayores. Y con esto, se ha llegado a la realzacón de módulos de mcroondas multchp con MMIC, para aplcacones espacales o la realzacón de phased arrays. Los avances en los materales semconductores y los procesos de fabrcacón han permtdo consegur dspostvos con parámetros mejorados, como mayor transconductanca, menor longtud de puerta, frecuencas de corte más altas, y por lo tanto obtener menores fguras de rudo en la regón de mcroondas y frecuencas de operacón más altas. La tecnología de InP proporcona HEMT con transconductancas muy altas, de aproxmadamente el doble que la de un PHEMT basado en GaAs. Sn embargo las obleas de InP no han alcanzado el desarrollo de las de GaAs, lo que ha forzado el desarrollo de la tecnología metamórfca MHEMT (Metamorphc Hgh Electron Moblty Transstor), medante el crecmento de Indo sobre sustratos de GaAs, tenendo la ventaja de la madurez de estos últmos en cuanto a coste y tamaño de fabrcacón de la oblea [48], [49]. Con cualquer tecnología, el poder enfrar los dspostvos crogéncamente permte tener amplfcadores con rudos extremadamente bajos. Los LNA HEMT son enfrados crogéncamente por dos razones: Se mejoran las propedades de transporte de los electrones, y se reduce el rudo térmco de los elementos parástos. Los mejores resultados para amplfcadores de bajo rudo, enfrados crogéncamente, en tecnología MIC en las bandas C y X son con InP y se presentan en [50]- [5]. En [5] un MIC de dos etapas en la banda de 4-8 GHz, a temperatura ambente tene una gananca de 7 db y una temperatura de rudo de 31 K, enfrado a 15 K, la temperatura de rudo es de tan sólo 1.4 K. Las bandas en las que se ha trabajado en esta tess dentro del proyecto Planck son la banda Ka y la banda Q. Algunos MMIC LNA de la banda Ka han demostrado una fgura de rudo mínma utlzando GaAs [53], tecnología MHEMT crecendo Indo sobre sustrato de GaAs, [48], InP [54] y InAs/AlSb [55]. En [56] presenta un LNA en tecnología MMIC con transstores HEMT 0.1 µm de InP, en la banda Ka de 6 a 40 GHz, a temperatura ambente con gananca 1.9 db y 1.5 db de rudo en promedo. Enfrado a 1 K su gananca es de 3 db y la temperatura de rudo promedo es 15.5 K. En la banda Q [57] presenta un LNA en MMIC con tecnología de InP de 0.1 µm de longtud de puerta, enfrado a 0 K que proporcona una gananca de 5 db y una temperatura de rudo de alrededor de 0 K desde 36 hasta 40 GHz. Como conclusón, se puede decr que la mejor opcón para bajo rudo son los transstores PHEMT, y con los de tecnología de InP se han consegudo los mejores resultados de rudo y gananca, pero aún no exste comercalzacón de estos procesos, debdo prncpalmente a la fragldad y pequeño tamaño de las obleas, junto con un bajo volumen, lo que hacen que el coste por mlímetro sea elevado. Dentro del proyecto Planck, los dspostvos de InP, utlzados en los amplfcadores de bajo rudo del módulo frontal, crogéncamente enfrados, han proporconado los mejores resultados de rudo en la actualdad en la banda Ka. Con cuatro etapas amplfcadoras se han consegudo 9.4 Kelvn de rudo con una gananca asocada de 35 db cuando están enfrados a 0 Kelvn, y sobre un ancho de banda de 6 GHz [14]. Para la realzacón de crcutos, hasta 40 GHz generalmente se utlzan HEMT y PHEMT como dspostvos actvos. Desde 100 GHz hasta 1 THz los dspostvos más utlzados son unones superconductor-aslantesuperconductor (SIS - Superconductor-Insulator-Superconductor), y por encma de 1 THz se utlzan los bolómetros (HEB - Hot Electron Bolometer) ya que proporconan las temperatura de rudo más bajas [58]- [60]..6. Conclusones Se ha descrto el orgen de la radoastronomía, con los prncpales avances realzados a lo largo de la hstora, hasta la actualdad. Dentro de la radoastronomía, se ha hecho una ntroduccón a los radómetros y los dferentes tpos exstentes, ya que todo el trabajo realzado está ncludo dentro del nstrumento de baja frecuenca del proyecto Planck, basado en radómetros. Los parámetros más mportantes para un radómetro 17

15 .6. Conclusones de potenca total, por ser el receptor más básco para meddas de potenca procedentes de emsones de objetos celestes, han sdo analzados, con el fn de conocer el funconamento de un radómetro, y obtener la expresón de su sensbldad. Se ha descrto la msón Planck, ncluyendo datos del satélte y los nstrumentos que la forman. Se ha descrto con más detalle el nstrumento de baja frecuenca, ya que en él se encuentra ncludo, todo el trabajo desarrollado. Fnalmente se ha hecho un resumen de los avances en los amplfcadores de bajo rudo en los últmos años. Actualmente la tecnología de InP está permtendo obtener amplfcadores de temperatura de rudo extremadamente baja, empleándose en la construccón de numerosos nstrumentos crogéncamente enfrados, para la nvestgacón sobre el orgen del Unverso. Dentro del proyecto Planck, en las bandas de 30 y 44 GHz, se han consegudo amplfcadores de bajo rudo híbrdos construdos con transstores HEMT de InP, para los módulos frontales, que enfrados a 0 Kelvn, tenen el mejor comportamento de rudo consegudo hasta la actualdad. 18