Controllo della misura della luminosità con il canale Z -> mu+mu- in ATLAS

La misura della sezione d'urto di processi fisici prodotti negli urti fra protoni ad LHC è uno dei settori più importanti della ricerca in corso, sia per verificare le predizioni del Modello Standard, che per la ricerca di nuova fisica. La precisione necessaria per distinguere fenomeni standard e non, richiede un ottimo controllo delle incertezze sistematiche. Fra le sorgenti di errore sistematico, di particolare importanza sono quelle sulla misura della luminosità, che rappresenta il fattore di normalizzazione necessario per la misura di qualsiasi sezione d'urto. Ogni esperimento che si proponga misure di questo genere è quindi dotato di monitor di luminosità dedicati. In questa tesi sono presentate le tecniche di misura della luminosità ad ATLAS utilizzando i rivelatori dedicati e le problematiche incontrate nel corso della presa dati del 2012, sia per quanto riguarda la loro procedura di calibrazione assoluta, che per la loro stabilità in funzione del tempo e linearità di risposta, e vengono fornite le incertezze sistematiche dipendenti dal loro confronto. Per meglio comprendere tali risultati, si è studiato il canale di produzione del bosone Z nelle interazioni protone-protone, all'energia nel centro di massa s = √8 TeV mediante il suo decadimento in due muoni, utilizzando i dati acquisiti nel corso del 2012 Nel primo capitolo vengono definiti i concetti di luminosità istantanea ed integrata, sia dalla prospettiva del collider che le fornisce, che dal punto di vista delle analisi di fisica, quale quella svolta in questa tesi. Nel secondo capitolo viene descritto l'insieme dei rivelatori utilizzati da ATLAS per la misura della luminosità e i risultati ottenuti mediante il loro confronto in termini di incertezze sistematiche. Nel terzo capitolo viene infine presentata la misura della sezione d'urto di produzione del bosone Z e l'utilizzo di tale misura per il controllo della stabilità nel tempo e della linearità della misura sperimentale della luminosità.

Un framework per applicazioni di monitoraggio e domotica basato su tecnologie android e arduino

Questa tesi tratta dello sviluppo di un progetto chiamato Faxa e di una sua concreta applicazione nell’ambito della domotica (CasaDomotica). Faxa è un framework per la comunicazione via wireless tra dispositivi che supportano il sistema operativo Android e dispositivi Arduino Ethernet, comunicazione che avviene localmente attraverso il wi-fi. Il progetto si inserisce nel panorama più ampio chiamato “Internet of Things”, ovvero internet delle cose, dove ogni oggetto di uso domestico è collegato ad Internet e può essere quindi manipolato attraverso la rete in modo da realizzare una vera e propria “smart house”; perchè ciò si attui occorre sviluppare applicazioni semplici e alla portata di tutti. Il mio contributo comincia con la realizzazione del framework Faxa, così da fornire un supporto semplice e veloce per comporre programmi per Arduino e Android, sfruttando metodi ad alto livello. Il framework è sviluppato su due fronti: sul lato Android è composto sia da funzioni di alto livello, necessarie ad inviare ordini e messaggi all'Arduino, sia da un demone per Android; sul lato Arduino è composto dalla libreria, per inviare e ricevere messaggi. Per Arduino: sfruttando le librerie Faxa ho redatto un programma chiamato “BroadcastPin”. Questo programma invia costantemente sulla rete i dati dei sensori e controlla se ci sono ordini in ricezione. Il demone chiamato “GetItNow” è una applicazione che lavora costantemente in background. Il suo compito è memorizzare tutti i dati contenuti nei file xml inviati da Arduino. Tali dati corrispondono ai valori dei sensori connessi al dispositivo. I dati sono salvati in un database pubblico, potenzialmente accessibili a tutte le applicazioni presenti sul dispositivo mobile. Sul framework Faxa e grazie al demone “GetItNow” ho implementato “CasaDomotica”, un programma dimostrativo pensato per Android in grado di interoperare con apparecchi elettrici collegati ad un Arduino Ethernet, impiegando un’interfaccia video semplice e veloce. L’utente gestisce l’interfaccia per mezzo di parole chiave, a scelta comandi vocali o digitali, e con essa può accendere e spegnere luci, regolare ventilatori, attuare la rilevazione di temperatura e luminosità degli ambienti o quanto altro sia necessario. Il tutto semplicemente connettendo gli apparecchi all’Arduino e adattando il dispositivo mobile con pochi passi a comunicare con gli elettrodomestici.

Dinamica delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

Questa tesi è una panoramica di alcuni concetti base su cui si fonda la dinamica delle galassie. Nel primo capitolo vengono messi in evidenza i concetti più generali dal punto di vista morfologico- strutturale attraverso la classificazione di Hubble. Nel secondo capitolo si mette in evidenza come un sistema possa essere definito non collisionale (attraverso la stima del tempo di rilassamento ai due corpi) e le conseguenze che ne derivano come, per esempio, l' anisotropia dello stesso sistema che conferisce alla galassia la sua classica forma “schiacciata”. Vengono poi descritti la collisional Boltzmann equation (CBE) e il teorema del viriale in forma tensoriale . Integrando la CBE nello spazio delle velocità otteniamo tre equazioni note come equazioni di Jeans: queste hanno una struttura del tutto identica a quelle della fluidodinamica ma con alcune eccezioni significative che non permettono di descrivere completamente la dinamica delle galassie attraverso la fluidodinamica. Il terzo capitolo è un excursus generale sulle galassie ellittiche: dalla loro struttura alla loro dinamica. Dall' applicazione del teorema del viriale ad un sistema ellittico si può notare come la forma “schiacciata” delle galassie sia una conseguenza dell' anisotropia del sistema e sia dovuta solo in minima parte alla rotazione. Successivamente viene presentato un modello galattico (quello di Jeans), che ci permette di calcolare una distribuzione di massa del sistema attraverso un' equazione che purtroppo non ha soluzione unica e quindi ci rende impossibile calcolare il rapporto massa- luminosità. Infine viene descritto il fundamental plane che è una relazione empirica tale per cui ad ogni galassia viene associato un determinato valore di raggio effettivo, dispersione di velocità e luminosità. Nel quarto ed ultimo capitolo viene trattata la dinamica delle parti più esterne di una galassia: disco e bracci. La dinamica del disco è descritta attraverso la curva di rotazione che, come vedremo, ha delle caratteristiche abbastanza diverse da una curva di rotazione di tipo kepleriano (quella che ad esempio descrive l' andamento della velocità in funzione della distanza nel nostro sistema solare). Infine viene descritta la dinamica dei bracci e la teoria delle onde di densità di Lin e Shu, due astronomi americani, che riesce a descrivere compiutamente la nascita e l' evoluzione dei bracci a spirale.

Attivita' non-termica nel nucleo della radiogalassia 3c84

La maggior parte dei corpi celesti che popolano l’universo emette “luce”. Ciò significa che essi sono visibili dai nostri occhi quando li alziamo sul cielo notturno o al limite, se troppo lontani, da potenti telescopi ottici. Questa luminosità ha nella maggior parte dei casi un’origine termonucleare, dovuta cioè alla presenza di sorgenti come le stelle, in cui l’elevata temperatura interna legata alle reazioni di fusione che le mantengono in vita produce una radiazione di corpo nero in banda ottica. Tuttavia, dato che la parte visibile costituisce solo una minuscola porzione dell’intero spettro elettromagnetico, andando ad indagare emissioni a differenti frequenze come il radio, l’infrarosso, l’ultravioletto, X e gamma, si rileva la presenza un’altra categoria di oggetti dalle caratteristiche peculiari che li rendono un affascinante campo di studio per molteplici ragioni: i Nuclei Galattici Attivi (AGN) (figura 1). Sono abbastanza rari (costituiscono meno dell’1% del totale rispetto alle normali galassie) e dalla vita breve, spesso molto lontani e potenti, ferventi di un’intensa attività che sembra crescere col redshift; si ipotizza perciò che siano giovani e che ci aprano una finestra sul momento successivo al collasso iniziale proprio della vita di ogni galassia, rivelandosi fondamentali per elaborare eventuali teorie cosmologiche. Inoltre, sebbene spesso ospiti di galassie visibili anche in ottico, i loro meccanismi di emissione e gli speciali comportamenti necessitano di analisi e spiegazioni totalmente differenti. Particolare è anche il metodo di rilevamento: per coprire infatti queste determinate frequenze è stata sviluppata una tecnica innovativa capace di dare ottimi risultati, perfino migliori di quelli dei telescopi tradizionali, l’interferometria radio. La tesi si divide in due parti: la prima delinea un ritratto degli AGN, la seconda analizza il flusso proveniente dalla radiogalassia 3C 84 a 15.4 e 43 GHz e ipotizza un possibile sito di origine dell’aumento di brillanza osservato.

Misura della sezione d'urto di produzione tt-barra nel canale adronico in collisioni pp con radice di s = 8tev a cms

La sezione d'urto di produzione per coppie tt-barra viene misurata utilizzando dati raccolti dall'esperimento CMS in collisioni protone-protone ad LHC, con energia nel sistema del centro di massa radice di s = 8 TeV. Il campione raccolto corrisponde ad una luminosità integrata di 19.5 fb^-1. La misura viene effettuata su eventi che contano un numero di jet pari o superiore a 6, almeno due dei quali identificati come prodotto dell'adronizzazione di quark bottom. Il valore di sezione d'urto ottenuto è (260 pm 10 (stat)) pb, in accordo con le previsioni teoriche del Modello Standard.

Meccanismi di produzione di energia in astrofisica

Prima di fornire una formulazione esaustiva dell'onda d'urto, è d'uopo definire il gas come oggetto fisico e le sue principali caratteristiche. Quanto si farà nei paragrafi seguenti quindi, sarà tentare di formalizzare il sistema gassoso dal punto di vista fisico e matematico. Sarà necessario introdurre un modello del sistema (par. 1.1) che ci permetta di lavorare a livello statistico sull'insieme di particelle che lo compongono per caratterizzare le funzioni termodinamiche classiche come medie temporali. Tramite queste considerazioni si stabilirà quali sono le quantità che si conservano nel moto di un fluido e si vedrà che tali leggi di conservazione formano un sistema di 5 equazioni differenziali parziali in 6 incognite. Tramite la linearizzazione di questo sistema si individueranno delle soluzioni chiamate onde sonore che danno un'indicazione sul modo in cui si propagano delle perturbazioni all'interno di un fluido; in particolar modo saranno utili per la determinazione del numero di Mach che rende possibile la distinzione tra due regimi: subsonico e supersonico (par. 1.2). Sarà possibile, a questo punto, indagare il fenomeno dell'onda d'urto (par. 2.1) e, nel dettaglio, due casi particolarmente utili in contesto astrofisico quali: l'onda d'urto per un gas politropico (par. 2.2), un'onda d'urto sferica che avanza verso il suo centro (2.2). Lo scopo di questa trattazione è indagare, o se non altro tentare, quanto avviene in un'esplosione di Supernova (par. 3). Relativamente a questo fenomeno, ne viene data una classificazione sommaria (par. 3.1), mentre particolare attenzione sarà rivolta alle Supernovae di tipo Ia (par. 3.2) che grazie alla loro luminosità standard costituiscono un punto di riferimento nell'Universo visibile.

Selezione dei fotomoltiplicatori per le misure di luminosita in atlas

Il rivelatore di luminosità LUCID di ATLAS, in LHC, deve cambiare fotomoltiplicatori durante il Long Shutdown I. Due modelli candidati per la sostituzione sono stati irradiati con raggi gamma per studiarne la resistenza alla radiazione. In questa tesi si riportano i risultati delle misure di dark current, guadagno relativo e risposta spettrale prima e dopo l'irraggiamento. L'unica differenza di rilievo dopo l'irraggiamento risulta essere l'aumento di dark current. All'interno dell'incertezza di misura, non ci sono variazioni negli altri parametri e non ci sono differenze sostanziali fra i due modelli.

Studio e realizzazione di sensori per una veneziana frangisole intelligente

La tesi si divide in due parti, la prima riguarda lo studio e caratterizzazione di sensori di luminosità e temperatura per una barriera frangisole intelligente. La seconda parte si basa sullo studio di una connessione wireless attraverso l'utilizzo di moduli XBee.

Ricerca dell'emissione alle alte energie da parte delle radio galassie fri e frii

Lo scenario di unificazione degli AGN caratterizza le molteplici proprietà di questi oggetti in termini del differente angolo di vista rispetto ad un sistema costituito da un toro oscurante, un disco di accrescimento che alimenta il SMBH e nubi di gas che circondano il buco nero. Circa il 10% degli AGN sono forti sorgenti radio. Questi oggetti, detti AGN Radio-Loud, sono caratterizzati da getti relativistici emessi trasversalmente rispetto al disco di accrescimento e comprendono le radio galassie e i blazar. In accordo con il modello unificato, le radio galassie (MAGN), rappresentano i blazar visti a grandi angoli di inclinazione del getto rispetto alla linea di vista. Nei blazar la radiazione emessa dai getti su scale del pc viene amplificata da effetti relativistici dando origine a spettri piatti con elevata polarizzazione ottica e forte variabilità. Questi oggetti rappresentano le sorgenti più brillanti identificate nel cielo gamma extragalattico. I MAGN, a differenza dei blazar, mostrano spettri ripidi e strutture radio quasi simmetriche. In queste sorgenti, l'effetto del Doppler boosting è meno evidente a causa del grande angolo di inclinazione del getto. In soli 3 mesi di osservazioni scientifiche effettuate con il satellite Fermi è stata rivelata emissione gamma da parte delle radio galassie NGC 1275 e Cen A. I MAGN rappresentano una nuova classe di sorgenti gamma. Tuttavia, il numero di radio galassie rivelate è sorprendentemente piccolo ponendo degli interrogativi sui meccanismi di emissione alle alte energie di questi oggetti. Nel presente lavoro di tesi, si analizzeranno i dati gamma raccolti dal LAT durante i primi 5 anni di osservazioni scientifiche per un campione di 10 radio galassie più brillanti selezionate dai cataloghi B2 e BCS. L'obiettivo principale sarà migliorare la statistica e cercare di comprendere la natura dell'emissione alle alte energie da parte delle radio galassie.

Analisi dello spettro di massa invariante j/psi pi+ pi- in collisioni p-p a sqrt(s) = 8 tev con il rivelatore cms

In questo lavoro di tesi è stato studiato lo spettro di massa invariante del sistema J/psi pi+ pi-, m(J/psi pi+ pi-), in collisioni protone-protone a LHC, con energia nel centro di massa sqrt(s)) pari a 8 TeV, alla ricerca di nuovi stati adronici. Lo studio è stato effettuato su un campione di dati raccolti da CMS in tutto il 2012, corrispondente ad una luminosità integrata di 18.6 fb-1. Lo spettro di massa invariante m(J/psi pi+ pi-), è stato ricostruito selezionando gli eventi J/psi->mu+ mu- associati a due tracce cariche di segno opposto, assunte essere pioni, provenienti da uno stesso vertice di interazione. Nonostante l'alta statistica a disposizione e l'ampia regione di massa invariante tra 3.6 e 6.0 GeV/c^2 osservata, sono state individuate solo risonanze già note: la risonanza psi(2S) del charmonio, lo stato X(3872) ed una struttura più complessa nella regione attorno a 5 GeV/c^2, che è caratteristica della massa dei mesoni contenenti il quark beauty (mesoni B). Al fine di identificare la natura di tale struttura, è stato necessario ottenere un campione di eventi arricchito in adroni B. È stata effettuata una selezione basata sull'elevata lunghezza di decadimento, che riflette la caratteristica degli adroni B di avere una vita media relativamente lunga (ordine dei picosecondi) rispetto ad altri adroni. Dal campione così ripulito, è stato possibile distinguere tre sottostrutture nello spettro di massa invariante in esame: una a 5.36 GeV/c^2, identificata come i decadimenti B^0_s-> J/psi pi+ pi-, un'altra a 5.28 GeV/c^2 come i candidati B^0-> J/psi pi+ pi- e un'ultima allargata tra 5.1 e 5.2 GeV/c^2 data da effetti di riflessione degli scambi tra pioni e kaoni. Quest'ultima struttura è stata identificata come totalmente costituita di una combinazione di eventi B^0-> J/psi K+ pi- e B^0_s-> J/psi K+ K-.

Schemi di soluzione numerica dell'equazione delle onde per l'individuazione di punti salienti in immagini

L’obiettivo di questa tesi è stato quello di migliorare l’efficacia e l’efficienza di una proposta allo stato dell’arte per l’individuazione di punti salienti in immagini digitali [1]. Questo algoritmo sfrutta le proprietà dell’equazione alle derivate parziali che modella l’evoluzione di un’onda. Per migliorarlo sono stati implementati alcuni schemi numerici di risoluzione dell’equazione delle onde bidimensionale e sono stati valutati rispetto allo schema già utilizzato. Sono stati implementati sia schemi impliciti sia schemi espliciti, tutti in due versioni: con interlacciamento con l’equazione del calore (diffusivi) e senza. Lo studio dei migliori schemi è stato approfondito e questi ultimi sono stati confrontati con successo con la versione precedentemente proposta dello schema esplicito INT 1/4 con diffusione [1]. In seguito è stata realizzata una versione computazionalmente più efficiente dei migliori schemi di risoluzione attraverso l’uso di una struttura piramidale ottenuta per sotto-campionamento dell’immagine. Questa versione riduce i tempi di calcolo con limitati cali di performance. Il tuning dei parametri caratteristici del detector è stato effettuato utilizzando un set di immagini varianti per scala, sfocamento (blur), punto di vista, compressione jpeg e variazione di luminosità noto come Oxford dataset. Sullo stesso sono stati ricavati risultati sperimentali che identificano la proposta presentata come il nuovo stato dell’arte. Per confrontare le performance di detection con altri detector allo stato dell’arte sono stati utilizzati tre ulteriori dataset che prendono il nome di Untextured dataset, Symbench dataset e Robot dataset. Questi ultimi contengono variazioni di illuminazione, momento di cattura, scala e punto di vista. I detector sviluppati risultano i migliori sull’Untextured dataset, raggiungono performance simili al miglior detector disponibile sul Symbench dataset e rappresentano il nuovo stato dell’arte sul Robot dataset.

Caratterizzazione e valutazione delle prestazioni di una veneziana frangisole intelligente

L'obiettivo di questa tesi è il contributo alla realizzazione della veneziana frangisole intelligente, attraverso la caratterizzazione dei sensori di temperatura e luminosità e ulteriori simulazioni della veneziana riguardanti gli effetti di bordo. Successivamente si è proceduto alla misurazione pratica della potenza incidente, con gli opportuni strumenti, per verificare l'accuratezza delle simulazioni e prendere provvedimenti nel caso di riscontri negativi.

Observability of high density tracing molecular lines in lensed galaxies with the Atacama large millimeter array

Lo scopo di questo lavoro di tesi è indagare le capacità di ALMA di osservare il continuo e le righe molecolari di emissione di HCN, HCO+ e HNC, in galassie lensate ad alto z, nelle prime fasi della loro formazione. Per farlo vengono utilizzate osservazioni ALMA di righe di emissione molecolare, relative a dati pubblici di Ciclo 0. Queste osservazioni vengono utilizzate per simulare in modo realistico l’emissione da parte di galassie ad alto z e la risposta osservativa del telescopio, assumendo diverse possibili geometrie di lensing. Inoltre le recenti osservazioni ALMA sono state utilizzate per aggiornare le relazioni già esistenti tra la luminosità FIR e la luminosità delle righe molecolari. Queste recenti osservazioni con maggiore sensibilità e risoluzione angolare, sembrano essere in buon accordo con le precedenti osservazioni. Per realizzare questo progetto di tesi, sono stati scaricati dall’archivio ALMA i dati non calibrati relativi a due sorgenti ben studiate: NGC1614, rappresentativa delle galassie di tipo starburst ed IRAS 20551-4250, un AGN oscurato. Il processo di calibrazione è stato ripetuto per esaminare le proprietà dei cubi di dati utilizzando il pacchetto Common Astronomy Software Applications (CASA). Le righe spettrali osservate e l’emissione del continuo sono state successivamente estrapolate ad alto z riscalando adeguatamente le distanze, le dimensioni delle sorgenti e le frequenze di emissione. In seguito è stato applicato un modello di lensing gravitazionale basato su quello di Lapi et al. (2012). Sono state considerate diverse configurazioni tra lente e sorgente per ottenere diverse geometrie delle immagini e diversi fattori di amplificazione. Infine stato utilizzato il software CASA per simulare le osservazioni ALMA in modo da verificare le capacità osservative del telescopio al variare della geometria del sistema. Per ogni riga molecolare e per l’emissione del continuo sono state determinate la sensibilit e la risoluzione che possono essere raggiunte con le osservazioni ALMA e sono state analizzate alcune strategie osservative per effettuare survey di righe spettrali in oggetti lensati. Inoltre stata analizzata la possibilit di caratterizzare oggetti starburst ed AGN dai rapporti tra le righe di emissione delle molecole traccianti di alta densit. Le prestazioni di ALMA consentiranno di distinguere e stimare i contributi relativi di SB ed AGN in galassie lensate a z > 2.5, quindi vicine alla loro presunta epoca di formazione (Lapi et al. 2010), in meno di 5 minuti di osservazione per qualsiasi fattore di magnificazione. Nel presente lavoro sono state inoltre discusse alcune strategie osservative per condurre survey o followup per osservare le righe di HCN(4-3), HCO+(4-3) e HNC(4-3) in galassie lensate a redshift 2.5 < z < 3, dimostrando che sono possibili per campioni statisticamente significativi in tempi relativamente brevi.

Meccanismi di produzione dell'energia in astrofisica

Lo scopo di questo elaborato è descrivere alcuni dei meccanismi di produzione dell’energia studiati nel campo astrofisico. Essendo questi piuttosto numerosi, sono stati trascurati i processi ritenuti di sola conversione di energia da una forma ad un’altra, come, per esempio,l’emissione da parte di una particella accelerata. In questo modo si è potuto dedicare più spazio ad altri fenomeni, molto comuni ed efficienti, che saranno qui anticipatamente elencati. Nel Capitolo 1 vengono descritti i processi di fusione nucleare che alimentano le stelle; per ognuno sono state riportate la quantità di energia prodotta e i tempi scala. Si è scelto inoltre di dare maggiore importanza a quei fenomeni che caratterizzano le fasi principali dell’evoluzione stellare, essendo questi anche i più efficienti, mentre le reazioni secondarie sono state solamente accennate. Nella Sezione 1.4 vengono descritti i meccanismi alla base dell’esplosione di supernova, essendo un’importante fase evolutiva nella quale la quantità di energia in gioco è considerevole. Come conclusione dell’argomento vengono riportare le equazioni che descrivono la produzione energetica nei processi di fusione descritti precedentemente. Nella seconda parte dell’elaborato, viene descritto il fenomeno dell’accrescimento gravitazionale utilizzando come oggetto compatto di riferimento un buco nero. Si è scelto di porre l’accento sull’efficienza della produzione energetica e sul limite di luminosità di Eddington.

Emissione di bremsstrahlung e applicazioni astrofisiche

La radiazione elettromagnetica è una singola entità, come si deduce dall’universalità delle leggi di Maxwell, nonostante lo spettro elettromagnetico sia caratterizzato da regioni a cui si associano nomi differenti. Questo implica l’esistenza di un meccanismo fondamentale comune alla base di tutti i processi di radiazione, che si identifica in una carica in moto non uniforme. Infatti una carica stazionaria ha un campo elettrico costante e un campo magnetico nullo, quindi non irradia; lo stesso vale per una carica in moto uniforme. La radiazione di Bremsstrahlung, che avviene nel continuo, spaziando dal radio ai raggi gamma, fu scoperta negli anni ’30 del secolo scorso, in seguito all’osservazione che la perdita di energia che subisce un elettrone attraversando la materia non è data unicamente dalla ionizzazione: l’elettrone, accelerato dal nucleo ionizzato, irradia e, di conseguenza, viene frenato. Letteralmente “Bremsstrahlung“ significa “radiazione di frenamento” e in astrofisica rappresenta il principale meccanismo di raffreddamento di un plasma a temperature molto elevate; nel seguente elaborato tale plasma sarà considerato monoatomico e completamente ionizzato. Dall’analisi dello spettro di Bremsstrahlung si possono rilevare la temperatura e la misura di emissione della nube di gas osservato, che consentono di ricavare la densità, la massa e la luminosità della nube stessa. Nel capitolo 1 vengono riportate la descrizione di questo processo di radiazione e le principali formule che lo caratterizzano, illustrate in ambiente semiclassico (Bremsstrahlung termica) e in ambiente relativistico (Bremsstrahlung relativistica). Nel capitolo 2 segue la trattazione di alcuni esempi astrofisici: le regioni HII; il gas intergalattico degli ammassi di galassie ed emettono principalmente nella banda X; le galassie Starburst; le binarie X; la componente elettronica dei raggi cosmici e i brillamenti solari; infine un accenno agli oggetti di Herbig-Haro.