Fátima Gpe. Robles Valdez (1,2), Dr. Stanley Kurtz Smith (1) (1) Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM (2)Universidad de Sonora (2)Universidad.

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1 Fátima Gpe. Robles Valdez (1,2), Dr. Stanley Kurtz Smith (1) (1) Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM (2)Universidad de Sonora (2)Universidad de Sonora INTRODUCCIÓN. El origen de éste proyecto surge con la inquietud de construir un radiotelescopio, cuyo objetivo fundamental es realizar una exploración del flujo en longitud radio de el Sol, así obtenemos una mayor comprensión de la actividad solar dentro de los 2.4 GHz de frecuencia. Las actividades cubiertas en la construcción, son tanto teóricas como prácticas, abarcando diseño estructural y electrónico. Damos seguimiento a la señal desde que se capta en la antena, su procesamiento, detección y grabado. ANTENAS. En la actualidad existen diversos tipos de antenas para la recepción de ondas radio emitidas por fuentes lejanas. Entre ellas destacan las tipo Parabólicas (o de reflector), las cuales tienen una alta capacidad de directividad con grandes ganancias. También está la tipo Dipolo, que es completamente direccional con impedancia cerca de los 73 ohms y su ganancia depende de la longitud del dipolo. La antena Yagi es una evolución del dipolo, que igualmente su objetivo es radiar en una sola dirección, llega a los 18 dB de ganancia, normalmente con 50 ohms de impedancia. Otra antena es la Helicoidal, la cual tiene forma de solenoide. Cuenta con baja impedancia que suele adaptarse a los 50 ohms y dependiendo de su número de vueltas alcanza buena ganancia. En nuestro radiotelescopio, utilizamos una antena de rejillas de 24 dB de ganancia y una helicoidal de 14 vueltas con aprox. 14 dB de ganancia. ESQUEMA DEL RADIOTELESCOPIO AMPLIFICADOR. Un amplificador está compuesto por elementos pasivos y activos, el ruido generado por ellos es el que limita la capacidad de amplificar un nivel de señal; por tanto la dificultad de procesar correctamente frecuencias bajas. En nuestro caso, utilizamos un amplificador de bajo ruido (DEM 13ULNA de 2.3 a 2.4 GHz) de la compañía Down East Microwave; de 16 a 18 dB de ganancia. Su diseño es con tecnología PHEMT, que lo hace funcionar mejor a altas frecuencias y cuya figura de ruido depende del FET (Field Effect Transistor), variando entre 0.4 y 0.7 dB. La figura de ruido se define de la forma siguiente: NF= (20 log 10 / 4KTR) (e 2 + 4KTR + I 2 R 2 ) 1/2 e = Tensión de ruido del transistor en referencia e = Tensión de ruido del transistor en referencia a la entrada. a la entrada. I = Corriente de ruido del transistor en referencia I = Corriente de ruido del transistor en referencia a la entrada. a la entrada. K = Constante de Boltzman (1,38 x 10–23 j/°K) K = Constante de Boltzman (1,38 x 10–23 j/°K) T = Temperatura de la resistencia de fuente (°K) T = Temperatura de la resistencia de fuente (°K) R = Resistencia de fuente (Ohmios) R = Resistencia de fuente (Ohmios) CONVERTIDOR. Para tener una pérdida mínima de la señal hay que bajar la frecuencia, esto lo hace un convertidor de frecuencia intermedia (IF), que se compone de un mezclador que combina la señal original con una artificial producida por un oscilador local (OL). El convertidor utilizado en éste radiotelescopio, es de la compañía DEM (Converter 2400-144RX), que recibe señales de radio frecuencia (RF) a 2.4 GHz y la baja a 144 MHz (IF), la frecuencia OL es de 564 MHz aplicada 4 tiempos. Con ésta frecuencia tenemos la información necesaria para analizar la señal. DETECTOR. La detección de la señal, se realizo con un detector de ley cuadrada, basado en un diodo; significa que la salida en corriente directa (CD) del diodo es proporcional al cuadrado de la amplitud de la entrada (IF). El diodo no se comporta igual en todos los puntos de la detección, tiene una zona de operación entre los -20 y -60 dBm o menores, su salida es del orden de microvolts. Ésta gráfica muestra la zona de ley cua dra da del detector, con el voltaje de salida (V 0 ) en una escala logarítmica, contra la entrada Vi en forma lineal. RESULTADOS Y CONCLUSIONES. Se realizaron pruebas con una fuente artificial con emisión en los 2.4 GHz y observaciones del Sol. La detección fue hecha con un analizador de espectros, ya que debido a la operación de nuestro detector de ley cuadrada, que trabaja en los -60 dB y nuestra señal de salida es alrededor de los -70 dB, necesitamos otras etapas de amplificación como trabajo futuro, para mejorar la calidad del radiotelescopio. AGRADECIMIENTOS. Se agradece su apoyo para éste trabajo y al radio laboratorio del CRyA, al proyecto 12036 del Fondo Mixto CONACYT – Gobierno del Estado de Michoacán.