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.

Indagine teorica e sperimentale sull'aderenza di barre in frp nel calcestruzzo

L’aderenza tra barre fibrorinforzate e calcestruzzo è una chiave fondamentale per comprendere al meglio l’azione composita di strutture rinforzate o armate in FRP. Deve essere mobilitata una certa aderenza tra la barra e calcestruzzo per trasferire gli sforzi da un corpo all’altro. Poiché il materiale composito è anisotropo, in direzione longitudinale le proprietà meccaniche sono governate da quelle delle fibre, mentre in direzione trasversale dalla resina. La matrice presenta in genere resistenze più basse di quella a compressione del calcestruzzo, cosicché il meccanismo di aderenza risulta diverso da quello sviluppato dalle tradizionali barre in acciaio. In questa tesi viene sviluppata appunto un’indagine sperimentale sul fenomeno dell’aderenza di barre in acciaio e barre in CFRP (fibra di carbonio) nel calcestruzzo, cercando di capire come cambia il fenomeno al variare dei parametri da cui dipende principalmente l’aderenza, come ad esempio la resistenza caratteristica a compressione del calcestruzzo, il diametro e la deformazione superficiale della barra e la posizione di questa nel provino di calcestruzzo. Sono state quindi realizzate delle prove di pull-out, ovvero delle prove di estrazione di barre da provini di calcestruzzo, per determinare le tensioni tangenziali d’aderenza in funzione dello scorrimento locale della barra (local bond-slip). Infine sono stati calibrati, sui risultati delle prove sperimentali, i tre modelli analitici più noti in letteratura che descrivono il fenomeno dell’aderenza delle barre in FRP nel calcestruzzo, ovvero quello di Malvar (1994), il CMR Model (1995) e il Modified BPE Model (1996).

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie a spirale

Le galassie spirali hanno la forma di un disco, con un nucleo globulare più o meno prominente detto bulge e alcune braccia a spirale che si avvolgono attorno ad esso. Il tutto è in rotazione attorno all'asse del disco, con una velocità angolare che varia dal centro alla periferia. Le spirali vengono designate con la lettera S, seguita da una lettera (a, b o c) a seconda dell'importanza dei bracci. Nelle spirali di tipo Sa, i bracci sono piuttosto stretti e il nucleo è preponderante, nelle Sb invece i bracci sono più prominenti e nelle Sc sono ancora più importanti rispetto al nucleo e hanno anche un aspetto piu' "diffuso". Le spirali barrate, che si indicano con la notazione SB seguita dalle lettere a, b o c, sono identiche alle precedenti, salvo per il fatto che le braccia partono dalle estremità di una barra di stelle e gas che attraversa diametralmente il bulge, anziché direttamente da questo. Il contenuto di queste galassie a spirale è piuttosto disomogeneo; la densità della materia diminuisce dal centro verso la periferia. Inoltre possiedono una grande quantità di gas mischiato a polvere, dal quale si formano tutt'ora molte nuove stelle. Le stelle sono concentrate nel nucleo, nei bracci e in un alone di ammassi globulari disposti intorno alla galassia. Inoltre, questo gas è soggetto a processi violenti come l'esplosione di supernoavae, che vi immettono grandi quantità di energia e altro materiale, perciò la materia interstellare è disposta in modo piuttosto irregolare, concentrata in nubi di varie dimensioni. E da queste nubi si formano le stelle. Nella prima parte dell'elaborato ci occuperemo del mezzo interstellare: temperatura e densità differenziano le fasi dell' ISM, da qui discendono i vari processi di emissione/assorbimento che vedremo nella seconda parte. Principalmente andremo ad analizzare cinque bande di emissione (banda X, ottica, radio, gamma e infrarossa) e vedremo come appaiono tipicamente le galassie a spirale a lunghezze d'onda differenti, quali sono i processi in gioco e come il mezzo interstellare sia fondamentale in quasi ogni tipo di processo. A temperature elevate, esso è responsabile dell'emissione X della galassia, mentre regioni più fredde, formate da idrogeno ionizzato, sono responsabili delle righe di emissione presenti nello spettro ottico. Il campo magnetico, tramite le sue interazioni con elettroni relativistici è la principale fonte dell'emissione radio nel continuo di una galassia a spirale, mentre quella in riga è dovuta a idrogeno atomico o a gas freddo. Vedremo infine come raggi cosmici e polvere, che fanno sempre parte del mezzo interstellare, siano rispettivamente la causa principale dell'emissione gamma e infrarossa.