PLANCK: Low Frequency Instrument (LFI)

El instrumento de baja frecuencia (LFI) de Planck representa la tercera generación de radiómetros de microondas para las observaciones del CMB; antecedido por COBE Differential Microwave Radiometer (DMR, 1989) y el Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP, 2001). El DMR detectó estructura en la distribución angular del CMB a una escala angular de ~7º, utilizando dos radiómetros Dicke a frecuencias de 31, 53 y 90 GHz cuyas temperaturas de ruido eran 250, 80 y 60 veces el límite cuántico, respectivamente. Estos radiómetros eran alimentados por un par de bocinas (cuernos) apuntados al cielo.  WMAP se lanzó en 2001 y hasta la fecha observa el cielo en cinco bandas entre 20 y 94 GHz alimentados por dos telescopios diferenciales. Su temperatura de ruido está entre 15-25 veces el límite cuántico y una resolución angular entre 56’ a 14’.

Las bocinas (cuernos) de LFI

Las bocinas (cuernos) de LFI

Después de un poco de historia, pasamos al LFI. El corazón del LFI es un conjunto de receptores diferenciales multifrecuencia con amplificadores de ultra-bajo-ruido, refrigerados criogénicamente, basados en InP (indium phosphide) high-electron-mobility transistors (HEMTs). El instrumento se encuentra refrigerado a 20K.  La parte frontal (refrigerada) se encuentra conectada a los amplificadores posteriores (a 300K) por medio de guías de onda para minimizar la disipación de potencia en el plano focal.

El principal enemigo de este tipo de radiómetros es el ruido. Los radiómetros de LFI han sido diseñados para eliminar el ruido tipo 1/f inducido por las fluctuaciones en ganancia y ruido de los amplificadores, demasiado alto en un sistema de potencia total (“total power”). Para ello se ha adoptado un diseño de pseudo-correlación diferencial, en el cual las señales del cielo y de una fuente de referencia (a 4K, ver post anterior) se combinan en un acoplador híbrido (magic-T), son amplificadas en dos cadenas independientes y separadas por un segundo acoplador híbrido.  De este modo, ambas señales han sido sometidas a las mismas fluctuaciones de ganancia y ruido pudiéndose recuperar la verdadera señal del cielo. Para que los amplificadores del módulo posterior no sean sensibles a las fluctuaciones, se utilizan cambiadores de fase (phase shifters) a 8kHz sincronizados en cada cadena de amplificación.

Los amplificadores a 30 y 40 GHz utilizan InP HEMT incorporados en un circuito integrado de microondas (MIC); a estas frecuencias las señales parasitarias y las incertidumbres introducidas por las soldaduras en el MIC son controlables y permiten una mayor flexibilidad para ajustar y optimizar el bajo ruido. Los amplificadores a 30GHz han demostrado una temperatura de ruido menor de 7.5K con un 20% de ancho de banda.

En el caso de 70GHz, debido al mayor número de canales, se utiliza la tecnología MMIC (circuitos integrados monolíticos de microondas), que incorporan todos los elementos del circuito y los transistores en el mismo chip de InP. Con esto se obtiene una temperatura de ruido de menos de 35K en la banda de 75 a 115 GHz.

Además, por su diseño, los radiómetros son sensibles a la polarización de los fotones del fondo cósmico de microondas, y permitirán revelar la información en ella. Cada par de bocinas (cuernos) están girados uno respecto su pareja en 45º,  y cada receptor tiene una OMT (Orthomode Transducer) que permite obtener dos polarizaciones perpendiculares. Todo ello permite medir los parámetros de Stoke I, Q y U, para obtener la información sobre la polarización de la señal.

Resumiendo en una tabla:

Característica instrumental

Frecuencia Central (GHz)

30

44

70

Tecnología del Detector InP HEMT

MIC

MMIC

Temperatura de los detectores

20K

Sistema de refrigeración

H2 Sorption Cooler

Número de bocinas (cuernos)

2

3

6

Resolución angular (minutos de arco a FWHM)

33

24

14

Ancho de banda efectivo (GHz)

6

8.8

14

Sensibilidad (mK/√Hz)

0.17

0.20

0.27

Temperatura de Sistema (K)

7.5

12

21.5

Ruido por pixel (30’) (mK)

6

6

6

DT/T intensidad (10-6 mK/K)

2.0

2.7

4.7

DT/T polarización (Q y U) (10-6 mK/K)

2.8

3.9

6.7

Error máximo por pixel debido a sistemáticos

En esta parte del satélite Planck es dónde realicé la mayor parte de mi trabajo antes de dedicarme a los aspectos más generales del proyecto en la oficina científica de Planck.

En el siguiente post, el HFI una obra de arte de la ingeniería. Y después, yo creo que ya la ciencia de Planck.

Las guías de onda de LFI

Las guías de onda de LFI

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6 respuestas a PLANCK: Low Frequency Instrument (LFI)

  1. Ferney dijo:

    Muchisimas gracias, estoy preparando una conferencia sobre Planck y Herschel y estoy documentandome bien.
    Cualquier informacion que desee enviarme alli esta mi correo. Ya he descargado los .pdf de la pagina oficial de cada mision y esyan interesantirimos.
    Gracias nuevamente

    Ferney
    Bogotá Colombia

  2. acisclo71 dijo:

    Hola Ferney. Las órbitas son cuestiones de mecánica de vuelo, es decir: ¿cómo se puede enviar un satélite e insertarlo en L2? La respuesta es en una órbita alrededor de L2. De hecho Herschel no necesita maniobras mayores después de su lanzamiento, llegará a L2 y se insertará en su órbita. Planck, al contrario, necesita de maniobras para insertarse en la órbita más pequeña. Las ventajas de estas órbitas dependen mucho de la misión, la cantidad de material para realizar las maniobras de mantenimiento (L2 no es un punto estable). Luego te envío un correo electrónico y podemos “hablar” con más detalle sobre las órbitas.
    Sobre la resolución angular, WMAP tiene 4 frecuencias, cada una de ellas tiene una resolución distinta, ya que comparten la misma antena; la mejor resolución es a 90 GHz y es más o menos unos 14 minutos de arco. Planck, en el LFI tiene más o menos la misma resolución a 70 GHz; la diferencia radica en el HFI, aquí la resolución de los canales más sensibles al CMB es de 9.5 y 7 minutos de arco (60 veces mejor que COBE-DMR); las frecuencias más altas son todas a 5 minutos de arco.
    Por eso esperamos tanto de Planck, un espectro de frecuencias más amplio, sensibilidad de los detectores y resolución angular mayores.
    Por cierto, Planck es ahora el objeto más frío del Universo conocido a 100mK!!!
    Saludos.

  3. Ferney dijo:

    Interesante su articulo, ademas lo felicito que bien que un latino participe en estos proyectos de GRAN NIVEL DE INGENIERIA Y CIENCIA.

    Tengo estas inquitudes amigo, usted escribe como respuesta a la pregunta de ltomd:

    “L2 es un punto matemático, pero los satélites giran en órbita alrededor de L2, en órbitas distintas, por ejemplo Herschel es una óbrita “halo orbit” y Planck en una Lissanjous más pequeña alrededor de L2.”

    Alli vienen mis preguntas:

    ¿Porque deben tener ese tipo de orbita (Halo y Lissanjous) en el punto L2?
    ¿en que mejora esto o para que se pone a orbitar en esa forma?

    Otra cosa, a cuanto equivale la resolucion angular exactamente?
    Tengo entendido que COBE era de 7 grados y WMAP era en arcosegundos, cual es esa medida para Planck?

    He buscado las dos preguntas y no encuentro estas respuestas….

    Me podria dar su correo electronico?
    El mio es: ferneygon arroba gmail.com

    Gracias

    Ferney
    Colombia

  4. litomd dijo:

    Gracias!
    No sabes lo orgulloso que me siento de que haya un chapín en esa misión!
    Muchos éxitos de nuevo!

  5. acisclo71 dijo:

    Gracias litomd, lamento no tener más tiempo, pero espero escribir más antes del lanzamiento y ya después “postear” alguna noticia sobre Planck y Herschel.
    Contestando a tus preguntas:
    Las frecuencias se eligieron en base a los componentes del cielo. Al observar en microondas, además del CMB, tenemos muchas radiaciones provenientes de la nuestra Galaxia y también extragalácticas: sincrotrón, libre-libre, polvo y fuentes puntuales. Cada una de estas radiaicones tiene un espectro específico, es decir, la intensidad de la radiación varía con la frecuencia. Las frecuencias inferiores 30 y 44 GHz tendrán más información sobre sincrotrón y radiación libre-libre, las frecuencias más altas, para polvo; 70, 100 y 143 GHz son más específicas para CMB. A partir de 217 GHz, el polvo y las fuentes extragalácticas son las radiaciones dominantes. Con este juego de frecuencias, se puede discriminar y generar mapas “limpios” del CMB. Intentaré completar esta respuesta en los siguientes post sobre la ciencia de Planck.
    WMAP, creo que su vida útil acaba ahora en 2009, después de 8 años de observaciones, cuando publiquen esos resultados, también creo que “apagarán” WMAP.
    L2 es un punto matemático, pero los satélites giran en órbita alrededor de L2, en órbitas distintas, por ejemplo Herschel es una óbrita “halo orbit” y Planck en una Lissanjous más pequeña alrededor de L2.
    La inestabilidad de L2 se refiere a que si pones un objeto en L2, se mantendrá allí durante un tiempo, pero luego se saldrá de esa órbita. Por eso Planck necesita maniobras para mantenerse en órbita alrededor de L2.
    Espero haberte aclarado un poco tus cuestiones, y he de decir que son preguntas excelentes, realmente la elección de frecuencias es lo más importante del diseño de la misión.
    Saludos.

  6. litomd dijo:

    Hola!
    Qué bueno volver a leer tus artículos, te confieso que los estaba esperando especialmente, pero pude leerlos con tranquilidad hasta hoy y me han parecido fascinantes. Es increible la cantidad de detalles a los que hay que ponerle atención al lanzar una misión como la de Plank y Herschel.
    Y por supuesto, no te imaginas lo mucho que espero poder leer ya tu siguiente post!
    Me surgen muchas dudas, ¿porque específicamente esas frecuencias? ¿qué pasará con WMAP? ¿a qué se refiere la inestabilidad de L2? ¿si L2 es un punto entonces cómo es que lo pueden compartir Plank y Herschel? En fin, mejor no sigo porque no quiero interrumpir el curso que tu planeas darle al artículo.
    Claro, yo no soy astrónomo, así que mis preguntas les pueden parece triviales a los que sí lo son.
    ¡Un gran saludo y muchos éxitos en el lanzamiento!

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