FINER

Concluye la evaluación de FINER en el laboratorio

Fri, 16 Oct 2026 09:00:00 +0900

Concluyó en el NAOJ la prueba integrada del sistema FINER completo, que incluye la óptica a temperatura ambiente, los dos receptores de entrada, los osciladores locales, la cadena de FI y los espectrómetros DRS4. FINER se prepara ahora para su viaje al LMT en México.

Presentamos los artículos de FINER en SPIE Astronomical Telescopes + Instrumentation 2026

Fri, 03 Jul 2026 09:00:00 +0900

Dos nuevos artículos sobre FINER están disponibles en arXiv: el desarrollo del sistema y la preparación para la primera luz (Taniguchi et al. 2026) y el receptor de banda ancha de 210–350 GHz (Kang et al. 2026).

El «periscopio» de FINER está listo

Thu, 11 Jun 2026 09:00:00 +0900

La óptica a temperatura ambiente de FINER, un mecanismo óptico de acoplamiento que toma las ondas de radio recolectadas por el LMT y las conduce al receptor FINER, está lista. Tatsuya Takekoshi, del Instituto Tecnológico de Kitami, está terminando su integración.

El receptor FINER se usa en una búsqueda de fotones oscuros (DOSUE-RR)

Sat, 11 Apr 2026 09:00:00 +0900

Antes de su envío al LMT, el receptor de banda 6+7 de FINER (210–350 GHz) se está usando en el NAOJ en DOSUE-RR, un experimento que busca materia oscura con ondas de radio. El equipo encabezado por la Universidad de Okayama, que incluye al profesor asociado Adachi, instaló en FINER su propio sistema de calibración y lectura, y el 6 de abril de 2026 comenzó la búsqueda de fotones oscuros en el intervalo de masas de 0.9–1.4 meV. Consulte el anuncio de la Universidad de Okayama (en japonés).

Publicamos el informe de puesta en marcha 2024 de LMT/B4R

Tue, 28 Oct 2025 09:00:00 +0000

Publicamos el informe de puesta en marcha y observaciones científicas de LMT/B4R realizadas en 2024. B4R es un sistema receptor heterodino 2SB de doble polarización en la banda de 2 mm (Kawabe et al. 2025, AJ, 170, 350; Yonetsu et al. 2025, arXiv:2511.21845) y el predecesor del sistema receptor FINER.

Enlace al informe (Google Drive)

Comienza la evaluación de FINER en el laboratorio del NAOJ

Wed, 28 May 2025 09:00:00 +0900

Comenzó en el NAOJ la evaluación en laboratorio del receptor FINER, como preparación para su instalación en el LMT. Masato Hagimoto y el estudiante de posgrado Kato están a cargo de las mediciones.

Reunión de colaboración de FINER en el ASIAA

Thu, 17 Oct 2024 09:00:00 +0900

El equipo FINER celebró una reunión de colaboración en el Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Academia Sínica (ASIAA), en Taipéi.

Presentamos los artículos de FINER en SPIE Astronomical Telescopes + Instrumentation 2024

Thu, 13 Jun 2024 09:00:00 +0900

Una serie de artículos sobre FINER ya está disponible en arXiv y se presentó en SPIE Astronomical Telescopes + Instrumentation 2024, en Yokohama. Haoran Kang y Masato Hagimoto presentaron el estado del desarrollo del receptor y del espectrómetro.

Tamura et al. 2024: panorama del proyecto
Kang et al. 2024: receptores
Hagimoto et al. 2024: arreglo de espectrómetros digitales

Reunión de FINER en el INAOE y observaciones en el LMT

Mon, 29 Apr 2024 09:00:00 +0900

Miembros del equipo FINER visitaron la oficina del LMT en el INAOE, en Puebla, México, y discutieron el receptor FINER con el equipo del LMT. Después, el equipo subió a la cima de la Sierra Negra (4,600 m) para hacer pruebas del receptor y observar el gas molecular de galaxias lejanas.

Comienza el proyecto FINER con tecnología de receptores de ALMA2

Fri, 17 Nov 2023 09:00:00 +0900

El proyecto FINER ha entrado en su fase de desarrollo. Esta semana firmamos un acuerdo de investigación con el Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ), en virtud del cual FINER utilizará las tecnologías de receptores desarrolladas para ALMA2, la mejora de nueva generación de ALMA. Junto con el Gran Telescopio Milimétrico en México, FINER busca alcanzar la mayor sensibilidad de barrido espectral del hemisferio norte para identificar galaxias lejanas que siguen sin identificarse en el cielo norte.

Publications

Sat, 03 Jun 2023 18:21:00 +0000

Artículos sobre el instrumento

Kang, H., Kojima, T., Sakai, T., Tamura, Y., Ishii, S., et al. 2026, “A Wideband Millimeter-wave Receiver at 210–350 GHz for LMT-FINER”, Proc. SPIE, arXiv:2606.25637
Taniguchi, A., Tamura, Y., Sakai, T., Hagimoto, M., Hashimoto, T., et al. 2026, “FINER: development of the wideband millimeter-wave receiver system and preparations for first light on the Large Millimeter Telescope”, Proc. SPIE, arXiv:2607.03265
Tamura, Y., Sakai, T., Kawabe, R., Kojima, T., Taniguchi, A., et al. 2024, “FINER: Far-Infrared Nebular Emission Receiver for the Large Millimeter Telescope”, Proc. SPIE, 13102, 131020G, doi:10.1117/12.3017788, arXiv:2406.07975
Kang, H., et al. 2024, “Development status of wideband millimeter-wave receivers for LMT-FINER”, Proc. SPIE, 13102, 131020J, doi:10.1117/12.3018190, arXiv:2406.07974
Hagimoto, M., Taniguchi, A., et al. 2024, “A 10.24-GHz-wide digital spectrometer array system for LMT-FINER: system design and laboratory performance verification”, Proc. SPIE, 13102, 131020V, doi:10.1117/12.3018296, arXiv:2406.07978

B4R, el predecesor de FINER

Yonetsu, T., Kawabe, R., Yoshimura, Y., Taniguchi, K., Shimajiri, Y., et al. 2025, “The LMT 2 millimeter receiver system (B4R). II. Science demonstration observations toward Orion-KL/OMC-1”, arXiv:2511.21845
Kawabe, R., Sakai, T., Tanaka, K., Taniguchi, A., Hatsukade, B., Tamura, Y., et al. 2025, “The LMT 2 Millimeter Receiver System (B4R). I. Overview and Results of Science Demonstration”, AJ, 170, 350, doi:10.3847/1538-3881/ae12eb

Tecnología de mezcladores SIS

Kojima, T., et al. 2020, A&A, 640, L9 (ADS)
Kojima, T., et al. 2017, IEEE Trans. Terahertz Sci. Technol., 7, 694 (ADS)

Publicamos el sitio web de FINER

Wed, 19 Apr 2023 01:30:00 +0000

FAQ

Thu, 06 Apr 2023 16:26:33 +0000

¿Cómo puedo usar FINER?

FINER se ofrecerá en el LMT a través de la convocatoria regular de propuestas del LMT después de su puesta en marcha. El tiempo de observación del LMT se asigna a las comunidades de las instituciones socias del LMT, y la elegibilidad para enviar propuestas sigue las reglas de cada convocatoria; actualmente no existe una vía formal para proponentes fuera de las instituciones socias del LMT.

¿Cuándo entrará en operación FINER?

Se espera que FINER entre en operación en 2027, después de su instalación y puesta en marcha en el LMT.

¿Puedo participar en el desarrollo de FINER?

Sí. Damos la bienvenida a nuevos colaboradores en el desarrollo de FINER. Escriba al investigador principal, Yoichi Tamura (Universidad de Nagoya; ytamura (at) nagoya-u.jp).

Receiver

Thu, 06 Apr 2023 16:26:29 +0000

Especificaciones

FINER es un sistema receptor SIS de doble polarización con separación de bandas laterales (2SB). Las tablas resumen la configuración instalada para la primera luz y las metas de diseño del sistema completo.

General
Número de bandas	2 (en la primera luz se observa una banda a la vez)
Haces por banda	1
Polarizaciones por banda	2
Bandas laterales por banda	2 (2SB)

	Banda 4 (primera luz)	Banda 6+7	Banda 4+5 (mejora prevista)
Radiofrecuencia	≈138–178 GHz	≈210–351 GHz	120–210 GHz
Frecuencia intermedia (por banda lateral y polarización)	4–8 GHz	4–20 GHz	4–20 GHz
Temperatura de ruido del receptor (SSB, meta de diseño)	—	75 K	45 K

El desempeño medido se publicará aquí después de la puesta en marcha en el LMT.

Descripción del sistema

En la primera luz, FINER tiene dos receptores de entrada (front-end) en un mismo criostato: un receptor MMIC de banda 4 y un receptor de banda ancha de banda 6+7, ambos desarrollados en el NAOJ. Se prevé añadir más adelante un receptor de banda ancha de banda 4+5 que cubra 120–210 GHz. Unos conmutadores de FI seleccionan qué banda alimenta las cuatro cadenas de FI, de modo que se observa una banda a la vez; la observación simultánea en dos bandas es una opción para una futura mejora de la óptica.

Figura. Diagrama de bloques del sistema FINER completo (diseño).

Óptica

La óptica a temperatura ambiente de FINER toma el haz después del espejo M4 del LMT mediante un par de espejos motorizados (el «periscopio»), que pueden colocarse y retirarse a distancia. Un chopper con una carga de cuerpo negro se usa para la calibración de intensidad. Más adelante se prevé un chopper rápido de cielo para la conmutación rápida de posición. La resolución espacial (tamaño de la PSF) es de unos 7 segundos de arco × (frecuencia / 200 GHz)⁻¹.

Receptores de entrada

Los receptores de entrada aprovechan la tecnología de mezcladores SIS de alta densidad de corriente crítica desarrollada para la ampliación de ancho de banda y sensibilidad de ALMA (WSU) (Kojima et al. 2017, 2020; Kang et al. 2026), que proporciona una amplia cobertura de frecuencia instantánea.

Espectrómetros

Espectrómetros de banda ancha (DRS4, ELECS Inc.). Dos chasis DRS4 digitalizan ocho bandas base de 10.24 GHz de ancho con convertidores analógico-digitales de 3 bits a 20.48 GSa/s y producen espectros con resolución de 20 MHz (Hagimoto et al. 2024). La separación de bandas laterales también se realiza digitalmente.
Espectrómetros de alta resolución (XFFTS, RPG). Los espectrómetros XFFTS del receptor de 2 mm del LMT, B4R (2.5 GHz de ancho de banda, 88 kHz de resolución), siguen disponibles para espectroscopía de alta resolución.

Datos y software

FINER se controla desde el sistema de control del telescopio del LMT. El formato de datos y el sistema de reducción se están desarrollando junto con el equipo del LMT.

Documentos técnicos

Documento	Versión	Descarga
Propuesta de FINER al LMT (en inglés)	Versión A, 15 de junio de 2023	PDF (5 MB)

La propuesta describe el diseño y el plan originales; la configuración y el calendario se han actualizado desde entonces, como se describe en esta página.

Referencias

Consulte Publicaciones para los artículos sobre el instrumento.

Science

Thu, 06 Apr 2023 16:26:23 +0000

La formación de galaxias en la primera mitad de la época de reionización

Antecedentes

El Telescopio Espacial James Webb (JWST) ha encontrado más de un centenar de galaxias candidatas a corrimientos al rojo z > 8, cuando el Universo tenía menos de unos 600 millones de años, y ha confirmado espectroscópicamente algunas de ellas hasta z ≈ 14. El extremo brillante de su función de luminosidad ultravioleta evoluciona sorprendentemente poco con el corrimiento al rojo (Harikane et al. 2022), lo que implica que las galaxias masivas crecieron de forma muy eficiente en poco tiempo. Esto impone una restricción estricta a los modelos de formación de estructuras cósmicas.

Para entender qué impulsa este crecimiento tan rápido, necesitamos espectroscopía que responda dos preguntas:

¿Qué tan comunes eran las galaxias brillantes y masivas al inicio de la época de reionización (su densidad numérica)?
¿Qué condiciones físicas controlan su crecimiento (metalicidad, estado de ionización y densidad del gas)?

Líneas de emisión nebular en el infrarrojo lejano

La línea de estructura fina del oxígeno doblemente ionizado en el infrarrojo lejano, [O III] 88 µm, fue propuesta como un trazador poderoso para determinar el corrimiento al rojo de las galaxias más lejanas (Inoue et al. 2014). Las observaciones de esta línea con ALMA revelaron cocientes [O III]/[C II] extremadamente altos, que indican que estas galaxias jóvenes están llenas de gas altamente ionizado (Inoue et al. 2016), y mantuvieron hasta 2022 el récord del corrimiento al rojo espectroscópico más lejano obtenido con ALMA (Hashimoto et al. 2018). Incluso en la era del JWST, a z > 9 la línea [O III] 88 µm es tan detectable como las líneas del ultravioleta en reposo observadas con JWST/NIRSpec.

Sin embargo, ALMA, ubicado en el hemisferio sur, no puede observar fácilmente los campos de alta declinación. Muchas galaxias brillantes a z > 8 halladas en campos profundos del norte, como GOODS-North y CEERS, aún no se han estudiado en las líneas del infrarrojo lejano (figura 1).

Figura 1. Magnitud absoluta ultravioleta frente al corrimiento al rojo espectroscópico de galaxias a z > 6. Los círculos verdes y azules son galaxias con y sin detección de ALMA; las cruces rojas son galaxias en campos del norte. Adaptada de Harikane et al. 2025, ApJ, 980, 138 (código de colores de M. Hagimoto).

Objetivos científicos principales

Con FINER en el LMT de 50 m en México (latitud 19°N), buscamos:

identificar espectroscópicamente, mediante [O III] 88 µm y [C II] 158 µm, galaxias brillantes a z ≈ 8–15 en el cielo norte, incluidas galaxias confirmadas por el JWST y candidatas fotométricas de cartografiados de gran área como Euclid y Roman;
detectar la línea [O III] 88 µm de una galaxia brillante con ruptura de Lyman en una sola noche de observación;
medir la densidad numérica de galaxias brillantes en la primera mitad de la época de reionización y diagnosticar su medio interestelar.

Las ventajas de FINER

Una incertidumbre típica del corrimiento al rojo fotométrico de Δz ≈ 1 a z ≈ 10 exige una cobertura espectral de más de 30 GHz para encontrar la línea. FINER cubre unos 38 GHz con una sola sintonización, mientras que el ALMA actual necesita cuatro o más sintonizaciones para el mismo intervalo (figura 2). Junto con el 40% del área colectora de ALMA y un sitio a gran altitud (4,600 m), esto ofrece la capacidad de barrido espectral más sensible entre los telescopios milimétricos y submilimétricos del hemisferio norte (figura 3).

Figura 2. La línea [O III] 88 µm de la galaxia MACS0416_Y1 a z = 8.31 se encontró tras cuatro sintonizaciones de ALMA (Tamura et al. 2019). Las barras naranjas muestran el intervalo de frecuencias que FINER cubre en una sola sintonización (19 GHz × 2 bandas laterales).

Figura 3. Densidades de flujo esperadas de [O III] 88 µm y [C II] 158 µm de una galaxia brillante con ruptura de Lyman (M_UV = −21.5) a z = 8–15, comparadas con la densidad de flujo mínima detectable a 5σ por el LMT-FINER en 10 horas (gris). El recuadro compara los anchos de banda de FI instantáneos de FINER y del ALMA actual (Tamura et al. 2024).

Otros casos científicos

FINER también ofrece capacidades únicas para una amplia gama de estudios, entre ellos:

el Sistema Solar (atmósferas planetarias y cometas),
el medio interestelar y la astroquímica,
la formación estelar,
las galaxias cercanas,
las galaxias lejanas con formación estelar oscurecida por polvo, incluido el seguimiento espectroscópico de galaxias detectadas con TolTEC.

Consulte la propuesta de FINER (PDF, en inglés) para más detalles.