Interfacing prolog and VRML and its application to constraint visualization

A number of data description languages initially designed as standards for trie WWW are currently being used to implement user interfaces to programs. This is done independently of whether such programs are executed in the same or a different host as trie one running the user interface itself. The advantage of this approach is that it provides a portable, standardized, and easy to use solution for the application programmer, and a familiar behavior for the user, typically well versed in the use of WWW browsers. Among the proposed standard description languages, VRML is a aimed at representing three dimensional scenes including hyperlink capabilities. VRML is already used as an import/export format in many 3-D packages and tools, and has been shown effective in displaying complex objects and scenarios. We propose and describe a Prolog library which allows parsing and checking VRML code, transforming it, and writing it out as VRML again. The library converts such code to an internal representation based on first order terms which can then be arbitrarily manipulated. We also present as an example application the use of this library to implement a novel 3-D visualization for examining and understanding certain aspects of the behavior of CLP(FD) programs.

A 0.0016 mm(2) 0.64 nJ leakage-based CMOS temperature sensor

This paper presents a CMOS temperature sensor based on the thermal dependencies of the leakage currents targeting the 65 nm node. To compensate for the effect of process fluctuations, the proposed sensor realizes the ratio of two measures of the time it takes a capacitor to discharge through a transistor in the subthreshold regime. Furthermore, a novel charging mechanism for the capacitor is proposed to further increase the robustness against fabrication variability. The sensor, including digitization and interfacing, occupies 0.0016 mm2 and has an energy consumption of 47.7–633 pJ per sample. The resolution of the sensor is 0.28 °C, and the 3σ inaccuracy over the range 40–110 °C is 1.17 °C.

A new analog trigger system for the Cherenkov Telescope array

La astronomía de rayos γ estudia las partículas más energéticas que llegan a la Tierra desde el espacio. Estos rayos γ no se generan mediante procesos térmicos en simples estrellas, sino mediante mecanismos de aceleración de partículas en objetos celestes como núcleos de galaxias activos, púlsares, supernovas, o posibles procesos de aniquilación de materia oscura. Los rayos γ procedentes de estos objetos y sus características proporcionan una valiosa información con la que los científicos tratan de comprender los procesos físicos que ocurren en ellos y desarrollar modelos teóricos que describan su funcionamiento con fidelidad. El problema de observar rayos γ es que son absorbidos por las capas altas de la atmósfera y no llegan a la superficie (de lo contrario, la Tierra será inhabitable). De este modo, sólo hay dos formas de observar rayos γ embarcar detectores en satélites, u observar los efectos secundarios que los rayos γ producen en la atmósfera. Cuando un rayo γ llega a la atmósfera, interacciona con las partículas del aire y genera un par electrón - positrón, con mucha energía. Estas partículas secundarias generan a su vez más partículas secundarias cada vez menos energéticas. Estas partículas, mientras aún tienen energía suficiente para viajar más rápido que la velocidad de la luz en el aire, producen una radiación luminosa azulada conocida como radiación Cherenkov durante unos pocos nanosegundos. Desde la superficie de la Tierra, algunos telescopios especiales, conocidos como telescopios Cherenkov o IACTs (Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes), son capaces de detectar la radiación Cherenkov e incluso de tomar imágenes de la forma de la cascada Cherenkov. A partir de estas imágenes es posible conocer las principales características del rayo γ original, y con suficientes rayos se pueden deducir características importantes del objeto que los emitió, a cientos de años luz de distancia. Sin embargo, detectar cascadas Cherenkov procedentes de rayos γ no es nada fácil. Las cascadas generadas por fotones γ de bajas energías emiten pocos fotones, y durante pocos nanosegundos, y las correspondientes a rayos γ de alta energía, si bien producen más electrones y duran más, son más improbables conforme mayor es su energía. Esto produce dos líneas de desarrollo de telescopios Cherenkov: Para observar cascadas de bajas energías son necesarios grandes reflectores que recuperen muchos fotones de los pocos que tienen estas cascadas. Por el contrario, las cascadas de altas energías se pueden detectar con telescopios pequeños, pero conviene cubrir con ellos una superficie grande en el suelo para aumentar el número de eventos detectados. Con el objetivo de mejorar la sensibilidad de los telescopios Cherenkov actuales, en el rango de energía alto (> 10 TeV), medio (100 GeV - 10 TeV) y bajo (10 GeV - 100 GeV), nació el proyecto CTA (Cherenkov Telescope Array). Este proyecto en el que participan más de 27 países, pretende construir un observatorio en cada hemisferio, cada uno de los cuales contará con 4 telescopios grandes (LSTs), unos 30 medianos (MSTs) y hasta 70 pequeños (SSTs). Con un array así, se conseguirán dos objetivos. En primer lugar, al aumentar drásticamente el área de colección respecto a los IACTs actuales, se detectarán más rayos γ en todos los rangos de energía. En segundo lugar, cuando una misma cascada Cherenkov es observada por varios telescopios a la vez, es posible analizarla con mucha más precisión gracias a las técnicas estereoscópicas. La presente tesis recoge varios desarrollos técnicos realizados como aportación a los telescopios medianos y grandes de CTA, concretamente al sistema de trigger. Al ser las cascadas Cherenkov tan breves, los sistemas que digitalizan y leen los datos de cada píxel tienen que funcionar a frecuencias muy altas (≈1 GHz), lo que hace inviable que funcionen de forma continua, ya que la cantidad de datos guardada será inmanejable. En su lugar, las señales analógicas se muestrean, guardando las muestras analógicas en un buffer circular de unos pocos µs. Mientras las señales se mantienen en el buffer, el sistema de trigger hace un análisis rápido de las señales recibidas, y decide si la imagen que hay en el buér corresponde a una cascada Cherenkov y merece ser guardada, o por el contrario puede ignorarse permitiendo que el buffer se sobreescriba. La decisión de si la imagen merece ser guardada o no, se basa en que las cascadas Cherenkov producen detecciones de fotones en píxeles cercanos y en tiempos muy próximos, a diferencia de los fotones de NSB (night sky background), que llegan aleatoriamente. Para detectar cascadas grandes es suficiente con comprobar que más de un cierto número de píxeles en una región hayan detectado más de un cierto número de fotones en una ventana de tiempo de algunos nanosegundos. Sin embargo, para detectar cascadas pequeñas es más conveniente tener en cuenta cuántos fotones han sido detectados en cada píxel (técnica conocida como sumtrigger). El sistema de trigger desarrollado en esta tesis pretende optimizar la sensibilidad a bajas energías, por lo que suma analógicamente las señales recibidas en cada píxel en una región de trigger y compara el resultado con un umbral directamente expresable en fotones detectados (fotoelectrones). El sistema diseñado permite utilizar regiones de trigger de tamaño seleccionable entre 14, 21 o 28 píxeles (2, 3, o 4 clusters de 7 píxeles cada uno), y con un alto grado de solapamiento entre ellas. De este modo, cualquier exceso de luz en una región compacta de 14, 21 o 28 píxeles es detectado y genera un pulso de trigger. En la versión más básica del sistema de trigger, este pulso se distribuye por toda la cámara de forma que todos los clusters sean leídos al mismo tiempo, independientemente de su posición en la cámara, a través de un delicado sistema de distribución. De este modo, el sistema de trigger guarda una imagen completa de la cámara cada vez que se supera el número de fotones establecido como umbral en una región de trigger. Sin embargo, esta forma de operar tiene dos inconvenientes principales. En primer lugar, la cascada casi siempre ocupa sólo una pequeña zona de la cámara, por lo que se guardan muchos píxeles sin información alguna. Cuando se tienen muchos telescopios como será el caso de CTA, la cantidad de información inútil almacenada por este motivo puede ser muy considerable. Por otro lado, cada trigger supone guardar unos pocos nanosegundos alrededor del instante de disparo. Sin embargo, en el caso de cascadas grandes la duración de las mismas puede ser bastante mayor, perdiéndose parte de la información debido al truncamiento temporal. Para resolver ambos problemas se ha propuesto un esquema de trigger y lectura basado en dos umbrales. El umbral alto decide si hay un evento en la cámara y, en caso positivo, sólo las regiones de trigger que superan el nivel bajo son leídas, durante un tiempo más largo. De este modo se evita guardar información de píxeles vacíos y las imágenes fijas de las cascadas se pueden convertir en pequeños \vídeos" que representen el desarrollo temporal de la cascada. Este nuevo esquema recibe el nombre de COLIBRI (Concept for an Optimized Local Image Building and Readout Infrastructure), y se ha descrito detalladamente en el capítulo 5. Un problema importante que afecta a los esquemas de sumtrigger como el que se presenta en esta tesis es que para sumar adecuadamente las señales provenientes de cada píxel, estas deben tardar lo mismo en llegar al sumador. Los fotomultiplicadores utilizados en cada píxel introducen diferentes retardos que deben compensarse para realizar las sumas adecuadamente. El efecto de estos retardos ha sido estudiado, y se ha desarrollado un sistema para compensarlos. Por último, el siguiente nivel de los sistemas de trigger para distinguir efectivamente las cascadas Cherenkov del NSB consiste en buscar triggers simultáneos (o en tiempos muy próximos) en telescopios vecinos. Con esta función, junto con otras de interfaz entre sistemas, se ha desarrollado un sistema denominado Trigger Interface Board (TIB). Este sistema consta de un módulo que irá montado en la cámara de cada LST o MST, y que estará conectado mediante fibras ópticas a los telescopios vecinos. Cuando un telescopio tiene un trigger local, este se envía a todos los vecinos conectados y viceversa, de modo que cada telescopio sabe si sus vecinos han dado trigger. Una vez compensadas las diferencias de retardo debidas a la propagación en las fibras ópticas y de los propios fotones Cherenkov en el aire dependiendo de la dirección de apuntamiento, se buscan coincidencias, y en el caso de que la condición de trigger se cumpla, se lee la cámara en cuestión, de forma sincronizada con el trigger local. Aunque todo el sistema de trigger es fruto de la colaboración entre varios grupos, fundamentalmente IFAE, CIEMAT, ICC-UB y UCM en España, con la ayuda de grupos franceses y japoneses, el núcleo de esta tesis son el Level 1 y la Trigger Interface Board, que son los dos sistemas en los que que el autor ha sido el ingeniero principal. Por este motivo, en la presente tesis se ha incluido abundante información técnica relativa a estos sistemas. Existen actualmente importantes líneas de desarrollo futuras relativas tanto al trigger de la cámara (implementación en ASICs), como al trigger entre telescopios (trigger topológico), que darán lugar a interesantes mejoras sobre los diseños actuales durante los próximos años, y que con suerte serán de provecho para toda la comunidad científica participante en CTA. ABSTRACT -ray astronomy studies the most energetic particles arriving to the Earth from outer space. This -rays are not generated by thermal processes in mere stars, but by means of particle acceleration mechanisms in astronomical objects such as active galactic nuclei, pulsars, supernovas or as a result of dark matter annihilation processes. The γ rays coming from these objects and their characteristics provide with valuable information to the scientist which try to understand the underlying physical fundamentals of these objects, as well as to develop theoretical models able to describe them accurately. The problem when observing rays is that they are absorbed in the highest layers of the atmosphere, so they don't reach the Earth surface (otherwise the planet would be uninhabitable). Therefore, there are only two possible ways to observe γ rays: by using detectors on-board of satellites, or by observing their secondary effects in the atmosphere. When a γ ray reaches the atmosphere, it interacts with the particles in the air generating a highly energetic electron-positron pair. These secondary particles generate in turn more particles, with less energy each time. While these particles are still energetic enough to travel faster than the speed of light in the air, they produce a bluish radiation known as Cherenkov light during a few nanoseconds. From the Earth surface, some special telescopes known as Cherenkov telescopes or IACTs (Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes), are able to detect the Cherenkov light and even to take images of the Cherenkov showers. From these images it is possible to know the main parameters of the original -ray, and with some -rays it is possible to deduce important characteristics of the emitting object, hundreds of light-years away. However, detecting Cherenkov showers generated by γ rays is not a simple task. The showers generated by low energy -rays contain few photons and last few nanoseconds, while the ones corresponding to high energy -rays, having more photons and lasting more time, are much more unlikely. This results in two clearly differentiated development lines for IACTs: In order to detect low energy showers, big reflectors are required to collect as much photons as possible from the few ones that these showers have. On the contrary, small telescopes are able to detect high energy showers, but a large area in the ground should be covered to increase the number of detected events. With the aim to improve the sensitivity of current Cherenkov showers in the high (> 10 TeV), medium (100 GeV - 10 TeV) and low (10 GeV - 100 GeV) energy ranges, the CTA (Cherenkov Telescope Array) project was created. This project, with more than 27 participating countries, intends to build an observatory in each hemisphere, each one equipped with 4 large size telescopes (LSTs), around 30 middle size telescopes (MSTs) and up to 70 small size telescopes (SSTs). With such an array, two targets would be achieved. First, the drastic increment in the collection area with respect to current IACTs will lead to detect more -rays in all the energy ranges. Secondly, when a Cherenkov shower is observed by several telescopes at the same time, it is possible to analyze it much more accurately thanks to the stereoscopic techniques. The present thesis gathers several technical developments for the trigger system of the medium and large size telescopes of CTA. As the Cherenkov showers are so short, the digitization and readout systems corresponding to each pixel must work at very high frequencies (_ 1 GHz). This makes unfeasible to read data continuously, because the amount of data would be unmanageable. Instead, the analog signals are sampled, storing the analog samples in a temporal ring buffer able to store up to a few _s. While the signals remain in the buffer, the trigger system performs a fast analysis of the signals and decides if the image in the buffer corresponds to a Cherenkov shower and deserves to be stored, or on the contrary it can be ignored allowing the buffer to be overwritten. The decision of saving the image or not, is based on the fact that Cherenkov showers produce photon detections in close pixels during near times, in contrast to the random arrival of the NSB phtotons. Checking if more than a certain number of pixels in a trigger region have detected more than a certain number of photons during a certain time window is enough to detect large showers. However, taking also into account how many photons have been detected in each pixel (sumtrigger technique) is more convenient to optimize the sensitivity to low energy showers. The developed trigger system presented in this thesis intends to optimize the sensitivity to low energy showers, so it performs the analog addition of the signals received in each pixel in the trigger region and compares the sum with a threshold which can be directly expressed as a number of detected photons (photoelectrons). The trigger system allows to select trigger regions of 14, 21, or 28 pixels (2, 3 or 4 clusters with 7 pixels each), and with extensive overlapping. In this way, every light increment inside a compact region of 14, 21 or 28 pixels is detected, and a trigger pulse is generated. In the most basic version of the trigger system, this pulse is just distributed throughout the camera in such a way that all the clusters are read at the same time, independently from their position in the camera, by means of a complex distribution system. Thus, the readout saves a complete camera image whenever the number of photoelectrons set as threshold is exceeded in a trigger region. However, this way of operating has two important drawbacks. First, the shower usually covers only a little part of the camera, so many pixels without relevant information are stored. When there are many telescopes as will be the case of CTA, the amount of useless stored information can be very high. On the other hand, with every trigger only some nanoseconds of information around the trigger time are stored. In the case of large showers, the duration of the shower can be quite larger, loosing information due to the temporal cut. With the aim to solve both limitations, a trigger and readout scheme based on two thresholds has been proposed. The high threshold decides if there is a relevant event in the camera, and in the positive case, only the trigger regions exceeding the low threshold are read, during a longer time. In this way, the information from empty pixels is not stored and the fixed images of the showers become to little \`videos" containing the temporal development of the shower. This new scheme is named COLIBRI (Concept for an Optimized Local Image Building and Readout Infrastructure), and it has been described in depth in chapter 5. An important problem affecting sumtrigger schemes like the one presented in this thesis is that in order to add the signals from each pixel properly, they must arrive at the same time. The photomultipliers used in each pixel introduce different delays which must be compensated to perform the additions properly. The effect of these delays has been analyzed, and a delay compensation system has been developed. The next trigger level consists of looking for simultaneous (or very near in time) triggers in neighbour telescopes. These function, together with others relating to interfacing different systems, have been developed in a system named Trigger Interface Board (TIB). This system is comprised of one module which will be placed inside the LSTs and MSTs cameras, and which will be connected to the neighbour telescopes through optical fibers. When a telescope receives a local trigger, it is resent to all the connected neighbours and vice-versa, so every telescope knows if its neighbours have been triggered. Once compensated the delay differences due to propagation in the optical fibers and in the air depending on the pointing direction, the TIB looks for coincidences, and in the case that the trigger condition is accomplished, the camera is read a fixed time after the local trigger arrived. Despite all the trigger system is the result of the cooperation of several groups, specially IFAE, Ciemat, ICC-UB and UCM in Spain, with some help from french and japanese groups, the Level 1 and the Trigger Interface Board constitute the core of this thesis, as they have been the two systems designed by the author of the thesis. For this reason, a large amount of technical information about these systems has been included. There are important future development lines regarding both the camera trigger (implementation in ASICS) and the stereo trigger (topological trigger), which will produce interesting improvements for the current designs during the following years, being useful for all the scientific community participating in CTA.

A proposal for a modular and application-aware autonomic manager of private cloud infrastructures

Recientemente, el paradigma de la computación en la nube ha recibido mucho interés por parte tanto de la industria como del mundo académico. Las infraestructuras cloud públicas están posibilitando nuevos modelos de negocio y ayudando a reducir costes. Sin embargo, una compañía podría desear ubicar sus datos y servicios en sus propias instalaciones, o tener que atenerse a leyes de protección de datos. Estas circunstancias hacen a las infraestructuras cloud privadas ciertamente deseables, ya sea para complementar a las públicas o para sustituirlas por completo. Por desgracia, las carencias en materia de estándares han impedido que las soluciones para la gestión de infraestructuras privadas se hayan desarrollado adecuadamente. Además, la multitud de opciones disponibles ha creado en los clientes el miedo a depender de una tecnología concreta (technology lock-in). Una de las causas de este problema es la falta de alineación entre la investigación académica y los productos comerciales, ya que aquella está centrada en el estudio de escenarios idealizados sin correspondencia con el mundo real, mientras que éstos consisten en soluciones desarrolladas sin tener en cuenta cómo van a encajar con los estándares más comunes o sin preocuparse de hacer públicos sus resultados. Con objeto de resolver este problema, propongo un sistema de gestión modular para infraestructuras cloud privadas enfocado en tratar con las aplicaciones en lugar de centrarse únicamente en los recursos hardware. Este sistema de gestión sigue el paradigma de la computación autónoma y está diseñado en torno a un modelo de información sencillo, desarrollado para ser compatible con los estándares más comunes. Este modelo divide el entorno en dos vistas, que sirven para separar aquello que debe preocupar a cada actor involucrado del resto de información, pero al mismo tiempo permitiendo relacionar el entorno físico con las máquinas virtuales que se despliegan encima de él. En dicho modelo, las aplicaciones cloud están divididas en tres tipos genéricos (Servicios, Trabajos de Big Data y Reservas de Instancias), para que así el sistema de gestión pueda sacar partido de las características propias de cada tipo. El modelo de información está complementado por un conjunto de acciones de gestión atómicas, reversibles e independientes, que determinan las operaciones que se pueden llevar a cabo sobre el entorno y que es usado para hacer posible la escalabilidad en el entorno. También describo un motor de gestión encargado de, a partir del estado del entorno y usando el ya mencionado conjunto de acciones, la colocación de recursos. Está dividido en dos niveles: la capa de Gestores de Aplicación, encargada de tratar sólo con las aplicaciones; y la capa del Gestor de Infraestructura, responsable de los recursos físicos. Dicho motor de gestión obedece un ciclo de vida con dos fases, para así modelar mejor el comportamiento de una infraestructura real. El problema de la colocación de recursos es atacado durante una de las fases (la de consolidación) por un resolutor de programación entera, y durante la otra (la online) por un heurístico hecho ex-profeso. Varias pruebas han demostrado que este acercamiento combinado es superior a otras estrategias. Para terminar, el sistema de gestión está acoplado a arquitecturas de monitorización y de actuadores. Aquella estando encargada de recolectar información del entorno, y ésta siendo modular en su diseño y capaz de conectarse con varias tecnologías y ofrecer varios modos de acceso. ABSTRACT The cloud computing paradigm has raised in popularity within the industry and the academia. Public cloud infrastructures are enabling new business models and helping to reduce costs. However, the desire to host company’s data and services on premises, and the need to abide to data protection laws, make private cloud infrastructures desirable, either to complement or even fully substitute public oferings. Unfortunately, a lack of standardization has precluded private infrastructure management solutions to be developed to a certain level, and a myriad of diferent options have induced the fear of lock-in in customers. One of the causes of this problem is the misalignment between academic research and industry ofering, with the former focusing in studying idealized scenarios dissimilar from real-world situations, and the latter developing solutions without taking care about how they f t with common standards, or even not disseminating their results. With the aim to solve this problem I propose a modular management system for private cloud infrastructures that is focused on the applications instead of just the hardware resources. This management system follows the autonomic system paradigm, and is designed around a simple information model developed to be compatible with common standards. This model splits the environment in two views that serve to separate the concerns of the stakeholders while at the same time enabling the traceability between the physical environment and the virtual machines deployed onto it. In it, cloud applications are classifed in three broad types (Services, Big Data Jobs and Instance Reservations), in order for the management system to take advantage of each type’s features. The information model is paired with a set of atomic, reversible and independent management actions which determine the operations that can be performed over the environment and is used to realize the cloud environment’s scalability. From the environment’s state and using the aforementioned set of actions, I also describe a management engine tasked with the resource placement. It is divided in two tiers: the Application Managers layer, concerned just with applications; and the Infrastructure Manager layer, responsible of the actual physical resources. This management engine follows a lifecycle with two phases, to better model the behavior of a real infrastructure. The placement problem is tackled during one phase (consolidation) by using an integer programming solver, and during the other (online) with a custom heuristic. Tests have demonstrated that this combined approach is superior to other strategies. Finally, the management system is paired with monitoring and actuators architectures. The former able to collect the necessary information from the environment, and the later modular in design and capable of interfacing with several technologies and ofering several access interfaces.

Engineering analysis of ITER In-Vessel Viewing System guide tube

The In Vessel Viewing System (IVVS) will be one of the essential machine diagnostic systems at ITER to provide information about the status of in-vessel and plasma facing components and to evaluate the dust inside the Vacuum Vessel. The current design consists of six scanning probes and their deployment systems, which are placed in dedicated ports at the divertor level. These units are located in resident guiding tubes 10 m long, which allow the IVVS probes to go from their storage location to the scanning position by means of a simple straight translation. Moreover, each resident tube is supported inside the corresponding Vacuum Vessel and Cryostat port extensions, which are part of the primary confinement barrier. As the Vacuum Vessel and the Cryostat will move with respect to each other during operation (especially during baking) and during incidents and accidents (disruptions, vertical displacement events, seismic events), the structural integrity of the resident tube and the surrounding vacuum boundaries would be compromised if the required flexibility and supports are not appropriately assured. This paper focuses on the integration of the present design of the IVVS into the Vacuum Vessel and Cryostat environment. It presents the adopted strategy to withstand all the main interfacing loads without damaging the confinement barriers and the corresponding analysis supporting it.