Sviluppo di un algoritmo di calibrazione per analisi quantitative di immagini in microscopia a fluorescenza

Questo progetto di tesi ha come obiettivo lo sviluppo di un algoritmo per la correzione e la calibrazione delle immagini in microscopia a fluorescenza e della sua implementazione come programma. Infatti, senza tale calibrazione le immagini di microscopia a fluorescenza sarebbero intrinsecamente affette da molteplici tipi di distorsioni ottiche. Questo limita fortemente la possibilità di effettuare analisi quantitative del livello di fluorescenza osservato. Il difetto sul quale ci siamo soffermati è la disomogeneità di campo, ossia una non uniforme fluorescenza causata dalla forma irregolare del fascio di eccitazione. Per conseguire l'obiettivo da noi proposto è necessaria l'acquisizione, in parallelo al campione in esame, di immagini di calibrazione contenenti sfere nanometriche a fluorescenza nota. A partire da queste, tramite procedure di image processing da noi implementate, abbiamo stimato la funzione di correzione della fluorescenza, localmente per ogni punto dell'immagine. Per la creazione di tale algoritmo abbiamo ipotizzato una possibile distribuzione dell'intensità dovuta alla non omogeneità del fascio ed abbiamo quindi stimato i parametri tramite un'apposita procedura di maximum likelihood. Tale stima è stata eseguita tenendo conto di possibili effetti dovuti alla luminosità di background, alla sovrapposizione di più nanosfere e ad effetti di bordo nel corso dell'elaborazione. Questa procedura è stata ripetuta su quattro diverse immagini di calibrazione, per valutarne la consistenza e la validità. Inoltre, per poter verificare che il software di elaborazione abbia le desiderate proprietà di linearità tra segnale misurato ed intensità nota, ci siamo serviti di un'ulteriore immagine di calibrazione contenente una mistura di sfere nanometriche con intensità variabili su due ordini di grandezza. Il risultato di questo lavoro di tesi verrà incluso in un programma per la calibrazione delle immagini in fluorescenza acquisite al laboratorio di biofisica del Dipartimento di Fisica ed Astronomia di Bologna.

Searching for outflows signatures in sdss spectra of x-ray selected, obscured agn in the cosmos field

Partendo dal campione di AGN presente nella survey di XMM-COSMOS, abbiamo cercato la sua controparte ottica nel database DR10 della Sloan Digital Sky Survey (SDSS), ed il match ha portato ad una selezione di 200 oggetti, tra cui stelle, galassie e quasar. A partire da questo campione, abbiamo selezionato tutti gli oggetti con un redshift z<0.86 per limitare l’analisi agli AGN di tipo 2, quindi siamo giunti alla selezione finale di un campione di 30 sorgenti. L’analisi spettrale è stata fatta tramite il task SPECFIT, presente in IRAF. Abbiamo creato due tipi di modelli: nel primo abbiamo considerato un’unica componente per ogni riga di emissione, nel secondo invece è stata introdotta un’ulteriore com- ponente limitando la FWHM della prima ad un valore inferiore a 500 km\s. Le righe di emissione di cui abbiamo creato un modello sono le seguenti: Hβ, [NII]λλ 6548,6581, Hα, [SII]λλ 6716,6731 e [OIII]λλ 4959,5007. Nei modelli costruiti abbiamo tenuto conto della fisica atomica per quel che riguarda i rapporti dei flussi teorici dei doppietti dell’azoto e dell’ossigeno, fissandoli a 1:3 per entrambi; nel caso del modello ad una componente abbiamo fissato le FWHM delle righe di emissione; mentre nel caso a due componenti abbiamo fissato le FWHM delle componenti strette e larghe, separatamente. Tenendo conto del chi-quadro ottenuto da ogni fit e dei residui, è stato possibile scegliere tra i due modelli per ogni sorgente. Considerato che la nostra attenzione è focalizzata sulla cinematica dell’ossigeno, abbiamo preso in considerazione solo le sorgenti i cui spettri mostravano la riga suddetta, cioè 25 oggetti. Su questa riga è stata fatta un’analisi non parametrica in modo da utilizzare il metodo proposto da Harrison et al. (2014) per caratterizzare il profilo di riga. Sono state determinate quantità utili come il 2 e il 98 percentili, corrispondenti alle velocità massime proiettate del flusso di materia, e l’ampiezza di riga contenente l’80% dell’emissione. Per indagare sull’eventuale ruolo che ha l’AGN nel guidare questi flussi di materia verso l’esterno, abbiamo calcolato la massa del gas ionizzato presente nel flusso e il tasso di energia cinetica, tenendo conto solo delle componenti larghe della riga di [OIII] λ5007. Per la caratterizzazione energetica abbiamo considerato l’approccio di Cano-Diaz et al (2012) e di Heckman (1990) in modo da poter ottenere un limite inferiore e superiore della potenza cinetica, adottando una media geometrica tra questi due come valore indicativo dell’energetica coinvolta. Confrontando la potenza del flusso di gas con la luminosità bolometrica dell’AGN, si è trovato che l’energia cinetica del flusso di gas è circa lo 0.3-30% della luminosità dell’AGN, consistente con i modelli che considerano l’AGN come principale responsabile nel guidare questi flussi di gas.

Measurement of the top quark mass in multijet events with the CMS experiment at LHC

La massa del quark top è qui misurata per mezzo dei dati raccolti dall’esperimento CMS in collisioni protone-protone ad LHC, con energia nel centro di massa pari ad 8 TeV. Il campione di dati raccolto corrisponde ad una luminosità integrata pari a 18.2 /fb. La misura è effettuata su eventi con un numero di jet almeno pari a 6, di cui almeno due b-taggati (ovvero identificati come prodotto dell’adronizzazione di due quark bottom). Il valore di massa trovato è di (173.95 +- 0.43 (stat)) GeV/c2, in accordo con la media mondiale. The top quark mass is here measured by using the data that have been collected with the CMS experiment in proton-proton collisions at the LHC, at a center-of-mass energy of 8 TeV. The dataset which was used, corresponds to an integrated luminosiy of 18.2 /fb. The mass measurement is carried out by using events characterized by six or more jets, two of which identified as being originated by the hadronization of bottom quarks. The result of the measurement of the top quark mass performed here is: (173.95 +- 0.43 (stat)) GeV/c2, in accordance with the recently published world average.

Geophotohunt: Studio di algoritmi di confronto di immagini per realizzare una caccia al tesoro fotografica

Questo studio si propone di realizzare un’applicazione per dispositivi Android che permetta, per mezzo di un gioco di ruolo strutturato come caccia al tesoro, di visitare in prima persona città d’arte e luoghi turistici. Gli utenti finali, grazie alle funzionalità dell’app stessa, potranno giocare, creare e condividere cacce al tesoro basate sulla ricerca di edifici, monumenti, luoghi di rilevanza artistico-storica o turistica; in particolare al fine di completare ciascuna tappa di una caccia al tesoro il giocatore dovrà scattare una fotografia al monumento o edificio descritto nell’obiettivo della caccia stessa. Il software grazie ai dati rilevati tramite GPS e giroscopio (qualora il dispositivo ne sia dotato) e per mezzo di un algoritmo di instance recognition sarà in grado di affermare se la foto scattata rappresenta la risposta corretta al quesito della tappa. L’applicazione GeoPhotoHunt rappresenta non solo uno strumento ludico per la visita di città turistiche o più in generale luoghi di interesse, lo studio propone, infatti come suo contributo originale, l’implementazione su piattaforma mobile di un Content Based Image Retrieval System (CBIR) del tutto indipendente da un supporto server. Nello specifico il server dell’applicazione non sarà altro che uno strumento di appoggio con il quale i membri della “community” di GeoPhotoHunt potranno pubblicare le cacce al tesoro da loro create e condividere i punteggi che hanno totalizzato partecipando a una caccia al tesoro. In questo modo quando un utente ha scaricato sul proprio smartphone i dati di una caccia al tesoro potrà iniziare l’avventura anche in assenza di una connessione internet. L’intero studio è stato suddiviso in più fasi, ognuna di queste corrisponde ad una specifica sezione dell’elaborato che segue. In primo luogo si sono effettuate delle ricerche, soprattutto nel web, con lo scopo di individuare altre applicazioni che implementano l’idea della caccia al tesoro su piattaforma mobile o applicazioni che implementassero algoritmi di instance recognition direttamente su smartphone. In secondo luogo si è ricercato in letteratura quali fossero gli algoritmi di riconoscimento di immagini più largamente diffusi e studiati in modo da avere una panoramica dei metodi da testare per poi fare la scelta dell’algoritmo più adatto al caso di studio. Quindi si è proceduto con lo sviluppo dell’applicazione GeoPhotoHunt stessa, sia per quanto riguarda l’app front-end per dispositivi Android sia la parte back-end server. Infine si è passati ad una fase di test di algoritmi di riconoscimento di immagini in modo di avere una sufficiente quantità di dati sperimentali da permettere di effettuare una scelta dell’algoritmo più adatto al caso di studio. Al termine della fase di testing si è deciso di implementare su Android un algoritmo basato sulla distanza tra istogrammi di colore costruiti sulla scala cromatica HSV, questo metodo pur non essendo robusto in presenza di variazioni di luminosità e contrasto, rappresenta un buon compromesso tra prestazioni, complessità computazionale in modo da rendere la user experience quanto più coinvolgente.

Studi sul guadagno dei fotomoltiplicatori per il luminometro LUCID dell'esperimento ATLAS a LHC

Dall'inizio del 2013 il Large Hadron Collider (LHC) non produce dati (fase di shut down) per effettuare operazioni di consolidamento e manutenzione. Nella primavera del 2015 ritornerà in funzione con energia e luminosità maggiori. La fase di shut down è sfruttata anche per migliorare le prestazioni dei vari rivelatori che operano in LHC, così che possano acquisire dati in modo efficiente alla riaccensione. Per quanto riguarda il monitor di luminosità LUCID, che fa parte dell'esperimento ATLAS, sono stati sostituiti i rivelatori principali (i fotomoltiplicatori) e l'elettronica. Numerosi considerazioni rispetto alla durata dei nuovi sensori nell'ambiente di LHC tra il 2015 e il 2018, nonché sulla misura della luminosità durante il run II, hanno portato alla conclusione che i nuovi PMT dovranno operare ad un guadagno di math 10^5. E' stato dunque necessario, una volta identificati ed acquistati i nuovi sensori, qualificarne il funzionamento individuale e determinare la tensione di lavoro corrispondente al guadagno desiderato. La prima parte di tali misure, effettuate interamente a Bologna, riguarda la misura della corrente di buio e l'andamento della dipendenza del guadagno dei PMT dalla tensione applicata. La seconda parte riguarda invece lo studio di diversi metodi per le misure del guadagno assoluto, e la loro applicabilità durante la fase di funzionamento di LHC. Durante la presa dati, infatti, sarà essenziale essere in grado di monitorare continuamente il guadagno di ciascun sensore al fine di mantenerlo costante. Le misure di guadagno assoluto presentate in questa tesi sono state effettuate in parte a Bologna, sfruttando il metodo del singolo fotoelettrone, e in parte presso il CERN, utilizzando una sorgente radioattiva, il Bismuto 207.

Test hardware del secondo batch di schede ROD per il layer 2 del pixel detector dell'esperimento ATLAS al CERN

In questa tesi viene seguito il lavoro di test delle schede ROD del layer 2 del Pixel Detector dell’ esperimento ATLAS, che mira a verificare la loro corretta funzionalità, prima che vengano spedite nei laboratori del CERN. Queste nuove schede gestiscono i segnali in arrivo dal Pixel Detector di ATLAS, per poi inviarli ai computer per la successiva elaborazione. Le schede ROD andranno a sostituire le precedenti schede SiROD nella catena di acquisizione dati dell’esperimento, procedendo dal nuovo strato IBL, e proseguendo con i tre layer del Pixel Detector, corroborando l’aggiornamento tecnologico e prestazionale necessario in vista dell’incremento di luminosità dell’esperimento.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie ellittiche

In astronomia, le galassie ellittiche sono oggetti privi in molti casi di momento angolare, non presentano bracci come le galassie a spirali, hanno assenza di stelle giovani, poca presenza di nubi e polveri, quindi si potrebbe pensare che sono oggetti poco interessanti. Invece, no! Risultano essere tra i corpi celesti più affascinanti soprattutto per il loro potere emissivo e quindi per le proprietà morfologiche e spettrali che le caratterizzano. La loro luminosità viene osservata in varie bande, dette appunto bande d'emissione; qui vengono trattate soprattutto tre componenti caratterizzanti le galassie ellittiche: le stelle di popolazione stellare II, osservate in banda ottica; il mezzo interstellare, costituito da gas molto caldo che emette in banda X; ed infine, non meno importante, viene messo in risalto il potere emissivo di ellittiche giganti, dette radiogalassie o blazar, caratterizzate dalla prezenza di nuclei galattici attivi (AGN) e quindi getti che emettono soprattutto in banda radio.

Tecniche di elaborazione di immagini radiografiche in odontoiatria

Il presente progetto di tesi è stato svolto in collaborazione con l’ufficio tecnico di Ricerca & Sviluppo dell’azienda Cefla Dentale, divisione MyRay (Imola - BO Italia). A seguito dell’esperienza maturata nel settore dei radiografici dentali, scelte aziendali hanno richiesto l’aggiornamento delle tecniche di elaborazione dell’immagine acquisita. Ogni prodotto commercializzato è fornito di un software predisposto alla gestione dei pazienti e alle operazioni di post-procesing tipiche: riduzione del rumore, aumento dei contrasti, della luminosità, misurazioni e tutti quelli presenti nei più comuni software di elaborazione grafica. Questi filtri digitali sono raccolti in una libreria sviluppata a seguito di una collaborazione esterna. Col presente elaborato viene effettuata una panoramica sulle tecniche di filtraggio utilizzate e vengono introdotte diverse proposte finalizzate alla riduzione del rumore. Test di valutazione qualitativa e quantitativa, su fantocci target, fantocci antropomorfi e set di immagini in-vivo, guideranno la scelta verso la proposta migliore, la quale verrà successivamente inserita all’interno della libreria e andrà ad aggiungersi ai filtri a disposizione dell’utente finale.

Connection between x-ray and radio properties of cool-core galaxy clusters hosting radio mini-halos

Gli ammassi di galassie sono gli oggetti gravitazionalmente legati più grandi dell’Universo. Questi emettono principalmente in banda X tramite bremsstrahlung. Una frazione mostra anche emissione radio diffusa da parte di elettroni relativistici che spiraleggiano nel campo magnetico. Si possono classificare tre tipi di emissione: alon, relitti e mini-aloni radio (MH). I MH sono sorgenti radio su scale di ≥ 200 – 500 kpc, osservate al centro di ammassi caratterizzati dalla presenze di cool-core (CC). L’origine dei MH non è ancora chiara. Gli elettroni relativistici che emettono in banda radio hanno tempi di vita radiativi di molto inferiori a quelli necessari per diffondere sulle scale dell’emissione diffusa. Quindi non sono semplicemente iniettati dalle galassie presenti negli ammassi ed è necessario un meccanismo di accelerazione “in-situ” nell’ICM. I MH testimoniano la presenza di meccanismi che canalizzano parte del budget energetico disponibile nei CC nell’ICM.Quindi lo studio è importante per comprendere la fisica dell’ICM e l’interazione fra le componenti non termiche e termiche. I MH si formano attraverso la riaccelerazione delle particelle relativistiche ad opera della turbolenza del gas. L’origine di questa turbolenza tuttavia non è ancora ben compresa. Gli ammassi CC sono caratterizzati da un picco della brillanza X nelle regioni centrali e da un drop della temperatura verso il centro accompagnata da aumento della densità del gas. Si ritiene che questo sia dovuto al raffreddamento del gas che quindi fluisce nelle zone centrali. Recenti osservazioni in X risultan inconsistenti con il modello classico di CF, suggerendo la presenza di una sorgente di riscaldamento del gas su scale del core degli ammassi. Recentemente Zhuravleva (2014) hanno mostrato che il riscaldamento dovuto alla turbolenza prodotta dall'AGN centrale è in grado di bilanciare il processo di raffreddamento. Abbiamo assunto che la turbolenza responsabile del riscaldamento del gas è anche responsabile dell’accelerazione delle particelle nei MH. Nell’ambito di questo scenario ci si aspetta una correlazione tra la potenza del cooling flow, PCF, che è una misura del tasso di energia emessa dal gas che raffredda nei CC, e la luminosità radio, che è una frazione dell’energia della turbolenza che è canalizzata nell’accelerazione delle particelle. In questo lavoro di tesi abbiamo utilizzato il più grande campione disponibile di MH, allo scopo di studiare la connessione fra le proprietà dei MH e quelle del gas termico nei core degli ammassi che li ospitano. Abbiamo analizzato i dati di 21 ammassi e ricavato i parametri fisici all’interno del raggio di cooling e del MH. Abbiamo ricavato la correlazione fra luminosità radio, e PCF. Abbiamo trovato che le due quantità correlano in modo quasi-lineare confermando i risultati precedenti. Tale correlazione suggerisce uno stretto legame fra le proprietà del gas nei CC e l’origine dei MH.

Luminosity determination for the measurement of the proton-proton total cross section at 8 TeV in the Atlas experiment

La sezione d’urto totale adronica gioca un ruolo fondamentale nel programma di fisica di LHC. Un calcolo di questo parametro, fondamentale nell’ambito della teoria delle interazioni forti, non é possibile a causa dell’inapplicabilità dell’approccio perturbativo. Nonostante ciò, la sezione d’urto può essere stimata, o quanto meno le può essere dato un limite, grazie ad un certo numero di relazioni, come ad esempio il Teorema Ottico. In questo contesto, il detector ALFA (An Absolute Luminosity For ATLAS) sfrutta il Teorema Ottico per determinare la sezione d’urto totale misurando il rate di eventi elastici nella direzione forward. Un tale approccio richiede un metodo accurato di misura della luminosità in condizioni sperimentali difficoltose, caratterizzate da valori di luminosità istantanea inferiore fino a 7 ordini di grandezza rispetto alle normali condizioni di LHC. Lo scopo di questa tesi è la determinazione della luminosità integrata di due run ad alto β*, utilizzando diversi algoritmi di tipo Event-Counting dei detector BCM e LUCID. Particolare attenzione è stata riservata alla sottrazione del fondo e allo studio delle in- certezze sistematiche. I valori di luminosità integrata ottenuti sono L = 498.55 ± 0.31 (stat) ± 16.23 (sys) μb^(-1) and L = 21.93 ± 0.07 (stat) ± 0.79 (sys) μb^(-1), rispettivamente per i due run. Tali saranno forniti alla comunità di fisica che si occupa della misura delle sezioni d’urto protone-protone, elastica e totale. Nel Run II di LHC, la sezione d’urto totale protone-protone sarà stimata con un’energia nel centro di massa di 13 TeV per capire meglio la sua dipendenza dall’energia in un simile regime. Gli strumenti utilizzati e l’esperienza acquisita in questa tesi saranno fondamentali per questo scopo.

Classificazione delle galassie: caratteristiche morfologiche, fotometriche e cinematiche

Questo elaborato scritto tratta la classificazione e la modellizzazione della fisica delle galassie. La prima parte illustra la classificazione morfologica delle galassie. Descrivo la classificazione di Hubble perché è la prima in ordine cronologico, la più semplice e la più importante. In seguito espongo le modifiche introdotte da Sandage e De Vaucouleurs. In particolare cerco di giustificare l’importanza delle classificazioni morfologiche come punto di partenza per una comprensione e una modellizzazione della fisica delle galassie. Nella seconda parte mi concentro sulle caratteristiche fotometriche e cinematiche interne relative a due particolari tipi di galassie: le Ellittiche e le Spirali. Approfondisco due argomenti in particolare: i profili di brillanza delle Ellittiche per quanto riguarda le caratteristiche fotometriche delle Ellittiche e le curve di rotazione delle Spirali, per le caratteristiche cinematiche delle Spirali. Questi due argomenti sono stati scelti perché il primo fornisce un modello analitico per descrivere la luminosità delle Ellittiche e il secondo permette di rappresentare, sempre tramite una modellizzazione, la cinematica delle Spirali, in particolar modo del loro disco.

Determinazione della massa e relazione tra massa e proprietà non termiche in ammassi di galassie

Nella presente tesi, di argomento astrofisico, sono esaminati gli ammassi di galassie (galaxy clusters), ovvero gli oggetti virializzati più grandi dell’Universo. Attraverso una introduttiva analisi morfologica vengono descritte le proprietà di luminosità in banda X e radio dovute alle galassie che li compongono ed al caldo gas intergalattico (ICM IntraCluster Medium) tra queste interposto. In particolare è presa in esame l’emissione radio diffusa di natura non termica di sottostrutture del gas, note con il nome di Aloni, relitti e mini-aloni. Nei capitoli II e III l’attenzione si concentra sul non facile problema della determinazione della massa di un ammasso, proprietà che costituisce il principale oggetto di studio del presente lavoro, passando in rassegna e descrivendo i metodi più utilizzati: analisi dinamica delle galassie (equazione di Jeans ed equazione del viriale), osservazioni in banda X dell’ICM, weak lensing (WL), strong lensing (SL) ed infine WL e SL accoppiati. Una analisi critica ed un confronto tra questi metodi è sviluppata nel capitolo IV, prendendo in considerazione l’ammasso RCS2327. Il conclusivo capitolo V racchiude e collega gli argomenti delle sezioni precedenti cercando una possibile correlazione tra le proprietà emissive non termiche (in banda radio) e le masse di un campione di 28 ammassi, determinate mediante tecnica di weak lensing e strong lensing accoppiate.

Ottimizzazione della selezione del decadimento D0->K+K- e D0->pi+pi- ad LHCb mediante un'analisi multivariata

L'esperimento LHCb è stato progettato per eseguire misure di altissima precisione nel settore della fisica dei quark pesanti al Large Hadron Collidere del CERN. Sfruttando l'alta sezione d'urto di produzione di charm nelle interazioni protone-protone ad LHC e utilizzando la statistica raccolta durante il RUN-1, corrispondente ad una luminosità integrata di 3 fb{-1}, l'esperimento LHCb ha realizzato le misure più precise al mondo in questo settore. In particolare i decadimenti del mesone D0 in due corpi carichi senza leptoni nello stato finale hanno permesso di realizzare misure di violazione di CP} che raggiungono precisioni inferiori al 0.1 %. Da pochi mesi LHCb ha iniziato la seconda fase di presa dati, chiamata RUN-2, raccogliendo dati dalle interazioni protone-protone ad una energia nel centro di massa di sqrt{s}=13 TeV, superiore a quella del RUN-1. Le misure attuali di violazione di CP nel settore del charm, sono consistenti con l'ipotesi di non violazione. Il Modello Standard, pur con grandi incertezze teoriche, prevede una violazione di CP molto piccola, pertanto per verificare o meno l'esistenza di taleviolazione, sarà necessario sfruttare al massimo la statistica che verrà raccolta durante il RUN-2, ottimizzando gli algoritmi di selezione dei canali di interesse. In questa tesi verrà presentata uno studio preliminare che ha lo scopo di ottimizzare, mediante una tecnica di analisi multivariata, la selezione dei decadimenti D^*pm-> D0(K+K-)pi_s^pm e D^*pm}-> D0(pi+pi-)pi_s^pm} in previsione della prossima presa dati.

Firmware development and testing for L1/L2 IBL upgrade

Il lavoro di questa tesi riguarda principalmente l'upgrade, la simulazione e il test di schede VME chiamate ReadOut Driver (ROD), che sono parte della catena di elaborazione ed acquisizione dati di IBL (Insertable B-Layer). IBL è il nuovo componente del Pixel Detector dell'esperimento ATLAS al Cern che è stato inserito nel detector durante lo shut down di LHC; fino al 2012 infatti il Pixel Detector era costituito da tre layer, chiamati (partendo dal più interno): Barrel Layer 0, Layer 1 e Layer 2. Tuttavia, l'aumento di luminosità di LHC, l'invecchiamento dei pixel e la richiesta di avere misure sempre più precise, portarono alla necessità di migliorare il rivelatore. Così, a partire dall'inizio del 2013, IBL (che fino a quel momento era stato un progetto sviluppato e finanziato separatamente dal Pixel Detector) è diventato parte del Pixel Detector di ATLAS ed è stato installato tra la beam-pipe e il layer B0. Questa tesi fornirà innanzitutto una panoramica generale dell'esperimento ATLAS al CERN, includendo aspetti sia fisici sia tecnici, poi tratterà in dettaglio le varie parti del rivelatore, con particolare attenzione su Insertable B-Layer. Su quest'ultimo punto la tesi si focalizzerà sui motivi che ne hanno portato alla costruzione, sugli aspetti di design, sulle tecnologie utilizzate (volte a rendere nel miglior modo possibile compatibili IBL e il resto del Pixel Detector) e sulle scelte di sviluppo e fabbricazione. La tesi tratterà poi la catena di read-out dei dati, descrivendo le tecniche di interfacciamento con i chip di front-end, ed in particolare si concentrerà sul lavoro svolto per l'upgrade e lo sviluppo delle schede ReadOut Drivers (ROD) introducendo le migliorie da me apportate, volte a eliminare eventuali difetti, migliorare le prestazioni ed a predisporre il sistema ad una analisi prestazionale del rivelatore. Allo stato attuale le schede sono state prodotte e montate e sono già parte del sistema di acquisizione dati del Pixel Detector di ATLAS, ma il firmware è in continuo aggiornamento. Il mio lavoro si è principalmente focalizzato sul debugging e il miglioramento delle schede ROD; in particolare ho aggiunto due features: - programmazione parallela delle FPGA} delle ROD via VME. IBL richiede l'utilizzo di 15 schede ROD e programmandole tutte insieme (invece che una alla volta) porta ad un sensibile guadagno nei tempi di programmazione. Questo è utile soprattutto in fase di test; - reset del Phase-Locked Loop (PLL)} tramite VME. Il PLL è un chip presente nelle ROD che distribuisce il clock a tutte le componenti della scheda. Avere la possibilità di resettare questo chip da remoto permette di risolvere problemi di sincronizzazione. Le ReadOut Driver saranno inoltre utilizzate da più layer del Pixel Detector. Infatti oltre ad IBL anche i dati provenienti dai layer 1 e 2 dei sensori a pixel dell’esperimento ATLAS verranno acquisiti sfruttando la catena hardware progettata, realizzata e testata a Bologna.

Funzioni a variazione limitata per la ricolorazione di un'immagine

Nella tesi si intende ricolorare alcune porzioni di un'immagine delle quali è nota soltanto la scala dei grigi. Il colore viene considerato nello spazio RGB e decomposto in cromaticità e luminosità. Il problema viene espresso come problema di minimo di un funzionale detto di ``Total Variation'', definito sulle funzioni a variazione limitata BV. Si introduce la nozione di funzione BV di R^n, le principali proprietà di queste funzioni e in particolare si enuncia un teorema di compattezza. Si utilizzano infine tali risultati per ottenere l'esistenza di un punto di minimo per il funzionale che risolve il problema della ricolorazione.