Environment of radio sources in the vla-cosmos survey

Sebbene studiati a fondo, i processi che hanno portato alla formazione ed alla evoluzione delle galassie così come sono osservate nell'Universo attuale non sono ancora del tutto compresi. La visione attuale della storia di formazione delle strutture prevede che il collasso gravitazionale, a partire dalle fluttuazioni di densità primordiali, porti all'innesco della formazione stellare; quindi che un qualche processo intervenga e la interrompa. Diversi studi vedono il principale responsabile di questa brusca interruzione della formazione stellare nei fenomeni di attività nucleare al centro delle galassie (Active Galactic Nuclei, AGN), capaci di fornire l'energia necessaria a impedire il collasso gravitazionale del gas e la formazione di nuove stelle. Uno dei segni della presenza di un tale fenomeno all'interno di una galassia e l'emissione radio dovuta ai fenomeni di accrescimento di gas su buco nero. In questo lavoro di tesi si è studiato l'ambiente delle radio sorgenti nel campo della survey VLA-COSMOS. Partendo da un campione di 1806 radio sorgenti e 1482993 galassie che non presentassero emissione radio, con redshift fotometrici e fotometria provenienti dalla survey COSMOS e dalla sua parte radio (VLA-COSMOS), si è stimata la ricchezza dell'ambiente attorno a ciascuna radio sorgente, contando il numero di galassie senza emissione radio presenti all'interno di un cilindro di raggio di base 1 Mpc e di altezza proporzionale all'errore sul redshift fotometrico di ciascuna radio sorgente, centrato su di essa. Al fine di stimare la significatività dei risultati si è creato un campione di controllo costituito da 1806 galassie che non presentassero emissione radio e si è stimato l'ambiente attorno a ciascuna di esse con lo stesso metodo usato per le radio sorgenti. I risultati mostrano che gli ammassi di galassie aventi al proprio centro una radio sorgente sono significativamente più ricchi di quelli con al proprio centro una galassia senza emissione radio. Tale differenza in ricchezza permane indipendentemente da selezioni basate sul redshift, la massa stellare e il tasso di formazione stellare specifica delle galassie del campione e mostra che gli ammassi di galassie con al proprio centro una radio sorgente dovuta a fenomeni di AGN sono significativamente più ricchi di ammassi con al proprio centro una galassia senza emissione radio. Questo effetto e più marcato per AGN di tipo FR I rispetto ad oggetti di tipo FR II, indicando una correlazione fra potenza dell'AGN e formazione delle strutture. Tali risultati gettano nuova luce sui meccanismi di formazione ed evoluzione delle galassie che prevedono una stretta correlazione tra fenomeni di AGN, formazione stellare ed interruzione della stessa.

Nuovi catalizzatori per la produzione di idrogeno mediante reazioni di steam reforming e ossidazione parziale catalitica

L'idrogeno è un prodotto di grande importanza per l'industria chimica ed i processi di raffineria. Il 60% dell'intera produzione di idrogeno viene dal reforming del gas naturale. L'oxy-reforming è un processo che unisce la reazione di steam reforming a quella di ossidazione parziale e che ha dimostrato di avere molti vantaggi in termini di temperature molto più basse, minor volume di vapore alimentato con conseguente minori costi energetici e tempi di contatto sul catalizzatore. Per questo processo sono stati preparati, testati e caratterizzati catalizzatori a base di ossidi misti Ce-Zr impregnati con Rh. Particolare attenzione è stata posta all'effetto sulle prestazioni catalitiche del metodo di sintesi e della natura della fase costituente il supporto. Sperimentalmente è stato osservato che il catalizzatore il cui supporto è stato ottenuto via microemulsione ha una migliore attività rispetto al coprecipitato e che la fase ottimale corrisponde ad un rapporto Ce-Zr 0,5-0,5.

Equazioni di stato della materia in astrofisica

Una stella non è un sistema in "vero" equilibrio termodinamico: perde costantemente energia, non ha una composizione chimica costante nel tempo e non ha nemmeno una temperatura uniforme. Ma, in realtà, i processi atomici e sub-atomici avvengono in tempi così brevi, rispetto ai tempi caratteristici dell'evoluzione stellare, da potersi considerare sempre in equilibrio. Le reazioni termonucleari, invece, avvengono su tempi scala molto lunghi, confrontabili persino con i tempi di evoluzione stellare. Inoltre il gradiente di temperatura è dell'ordine di 1e-4 K/cm e il libero cammino medio di un fotone è circa di 1 cm, il che ci permette di assumere che ogni strato della stella sia uno strato adiabatico a temperatura uniforme. Di conseguenza lo stato della materia negli interni stellari è in una condizione di ``quasi'' equilibrio termodinamico, cosa che ci permette di descrivere la materia attraverso le leggi della Meccanica Statistica. In particolare lo stato dei fotoni è descritto dalla Statistica di Bose-Einstein, la quale conduce alla Legge di Planck; lo stato del gas di ioni ed elettroni non degeneri è descritto dalla Statistica di Maxwell-Boltzmann; e, nel caso di degenerazione, lo stato degli elettroni è descritto dalla Statistica di Fermi-Dirac. Nella forma più generale, l'equazione di stato dipende dalla somma dei contributi appena citati (radiazione, gas e degenerazione). Vedremo prima questi contributi singolarmente, e dopo li confronteremo tra loro, ottenendo delle relazioni che permettono di determinare quale legge descrive lo stato fisico di un plasma stellare, semplicemente conoscendone temperatura e densità. Rappresentando queste condizioni su un piano $\log \rho \-- \log T$ possiamo descrivere lo stato del nucleo stellare come un punto, e vedere in che stato è la materia al suo interno, a seconda della zona del piano in cui ricade. È anche possibile seguire tutta l'evoluzione della stella tracciando una linea che mostra come cambia lo stato della materia nucleare nelle diverse fasi evolutive. Infine vedremo come leggi quantistiche che operano su scala atomica e sub-atomica siano in grado di influenzare l'evoluzione di sistemi enormi come quelli stellari: infatti la degenerazione elettronica conduce ad una massa limite per oggetti completamente degeneri (in particolare per le nane bianche) detta Massa di Chandrasekhar.

Emissione di Bremsstrahlung e applicazioni astrofisiche.

In ambiente astrofsico i principali meccanismi di produzione di energia sono associati a cariche elettriche in moto non uniforme. In generale è noto che cariche libere emettono radiazione elettromagnetica solamente se accelerate:una carica stazionaria ha campo elettrico costante e campo magnetico nullo, quindi non irradia, e lo stesso si ha per una carica in moto uniforme (difatti basta porsi nel sistema di riferimento solidale ad essa perchè si ricada nel caso precedente). In questo contesto si inserisce la radiazione di Bremsstrahlung, caratteristica dei plasmi astrofsici molto caldi e dovuta all'interazione coulombiana tra gli ioni e gli elettroni liberi del gas ionizzato. Data la piccola massa dell'elettrone, durante l'interazione lo ione non viene accelerato in maniera apprezzabile, quindi è possibile trattare il problema come quello di cariche elettriche negative decelerate dal campo coulombiano stazionario di un mare di cariche positive. Non a caso in tedesco la parola Bremsstrahlung signifca radiazione di frenamento". L'emissione di Bremsstrahlung è detta anche free-free emission poichè l'elettrone perde energia passando da uno stato non legato a un altro stato non legato. Questo processo di radiazione avviene nel continuo, su un intervallo di frequenze che va dal radio ai raggi gamma. In astrofsica è il principale meccanismo di raffreddamento per i plasmi a temperature elevate: si osserva nelle regioni HII, sottoforma di emissione radio, ma anche nelle galactic hot-coronae, nelle stelle binarie X, nei dischi di accrescimento intorno alle stelle evolute e ai buchi neri, nel gas intergalattico degli ammassi di galassie e nelle atmosfere di gas caldo in cui sono immerse le galassie ellittiche, perlopiù sottoforma di emissione X. La trattazione del fenomeno sarà estesa anche al caso relativistico che, per esempio, trova applicazione nell'emissione dei ares solari e della componente elettronica dei raggi cosmici. Infine la radiazione di Bremsstrahlung, oltre a permettere, solamente mediante misure spettroscopiche, di ricavare la temperatura e la misura di emissione di una nube di plasma, consente di effettuare una vera e propria "mappatura" del campo gravitazionale dei sistemi che hanno gas caldo.

Condensazione di Bose-Einstein in trappole ottiche

Questo lavoro di tesi si occupa dello studio del fenomeno di condensazione di Bose-Einstein sia da un punto di vista teorico che, in maniera più accennata, da quello pratico-sperimentale; risulta pertanto strutturato in due parti. La prima è incentrata sull'analisi prettamente teorico-matematica dell'argomento, e si apre con l'introduzione dell'opportuno apparato formale atto alla trattazione della statistica quantistica; a tal proposito vengono definiti gli operatori di densità. Quindi viene affrontato il problema dell'indistinguibilità degli enti quantistici e del conseguente carattere di simmetria delle funzioni d'onda, individuando così la differenza tra particelle fermioniche e bosoniche. Di queste ultime vengono largamente studiate la statistica cui essere rispondono e le loro principali caratteristiche termodinamiche. Infine, viene analizzato il caso specifico del gas ideale di Bose, trattato nei limiti del continuo e termodinamico; è nel corso di questa trattazione che emerge il fenomeno di transizione chiamato condensazione di Bose-Einstein, di cui vengono ampiamente studiate le proprietà. La seconda parte, invece, è volta all'analisi delle tecniche sperimentali utilizzate per la realizzazione della condensazione, in particolare le trappole ottiche di dipolo; dopo averne studiato le caratteristiche, vengono illustrate alcune tecniche di raffreddamento di atomi intrappolati. Il lavoro si conclude con la trattazione delle principali tecniche diagnostiche e di riconoscimento del condensato.

The thickness of the gaseous layer in disk galaxies

il profilo verticale del gas dipende sia dal potenziale galattico, e quindi dalla distribuzione di materia, sia dalla dispersione di velocit`a del gas La nostra analisi teorica ha mostrato che l’altezza scala dell’idrogeno gassoso ad un certo raggio `e fortemente legata alla componente di massa dominate: nelle parti centrali, dove domina la materia barionica, il disco gassoso incrementa il suo spessore esponenzialmente con una lunghezza scala pari al doppio di quella del disco stellare; dalle zone intermedie fino alla fine del disco, il profilo verticale del gas `e influenzato dalla distribuzione di DM. In queste zone lo spessore del disco gassoso cresce con il raggio in maniera circa lineare. Tale fenomeno viene definito gas flaring. Lo scopo principale di questa tesi `e la ricerca di una nuova tecnica per poter stimare il profilo vertical del gas in galassie con inclinazione intermedia.

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.

Caratterizzazione e progettazione di un sistema di comunicazione con ultra low power long range transceiver

Lo sviluppo di nuove tecnologie sempre più innovative e all’avanguardia ha portato ad un processo di costante rivisitazione e miglioramento di sistemi tecnologici già esistenti. L’esempio di Internet risulta, a questo proposito, interessante da analizzare: strumento quotidiano ormai diventato alla portata di tutti, il suo processo di rivisitazione ha portato allo sviluppo dell’Internet Of Things (IoT), neologismo utilizzato per descrivere l'estensione di Internet a tutto ciò che può essere trasformato in un sistema elettronico, controllato attraverso la rete mondiale che oggi può essere facilmente fruibile grazie all’utilizzo di Smartphone sempre più performanti. Lo scopo di questa grande trasformazione è quello di creare una rete ad-hoc (non necessariamente con un accesso diretto alla rete internet tramite protocolli wired o wireless standard) al fine di stabilire un maggior controllo ed una maggiore sicurezza, alla quale è possibile interfacciare oggetti dotati di opportuni sensori di diverso tipo, in maniera tale da condividere dati e ricevere comandi da un operatore esterno. Un possibile scenario applicativo della tecnologia IoT, è il campo dell'efficienza energetica e degli Smart Meter. La possibilità di modificare i vecchi contatori del gas e dell’acqua, tutt’oggi funzionanti grazie ad una tecnologia che possiamo definire obsoleta, trasformandoli in opportuni sistemi di metring che hanno la capacità di trasmettere alla centrale le letture o i dati del cliente, di eseguire operazioni di chiusura e di apertura del servizio, nonché operazioni sulla valutazione dei consumi, permetterebbe al cliente di avere sotto controllo i consumi giornalieri. Per costruire il sistema di comunicazione si è utilizzato il modem Semtech SX1276, che oltre ad essere low-power, possiede due caratteristiche rivoluzionarie e all’avanguardia: utilizza una modulazione del segnale da trasmettere innovativa e una grande capacità di rilevare segnali immersi in forti fonti di rumore ; la possibilità di utilizzare due frequenze di trasmissione diverse, 169 MHz e 868MHz.

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.

Condizioni di equilibrio di una nana bianca

Il seguente lavoro di tesi descrive un modello fisico di nana bianca all'equilibrio partendo da dati empirici tipici per tali stelle. Si schematizza la stella come una sfera di gas He completamente ionizzato di densità uniforme, a temperatura T=const e soggetta ad un potenziale gravitazionale centrale. Il gas si costituisce di una parte degenere relativistica (elettroni) ed una parte classica ideale (gli ioni). Si procede ricavando le relazioni essenziali per determinare le proprietà di un gas di Fermi degenere relativistico, mostrando come, al limite di Boltzmann, descrivano anche il caso classico. La trattazione teorica è progressivamente supportata dalle stime dei parametri caratteristici delle due componenti del gas per verificare le loro condizioni fisiche e stimare l'importanza dei rispettivi contributi all'intero sistema. Si procede quindi all'esposizione dell'equilibrio tra pressione degenere ed attrazione gravitazionale ponendo particolare attenzione alla relazione raggio-massa. Infine si discutono le condizioni entro le quali un sistema fisico con tali caratteristiche può sussistere, con esplicito riferimento al limite di Chandrasekhar.

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.

Studio dell'interazione tra un plasma jet nanopulsato con substrati metallici, dielettrici e liquidi

Il plasma è denominato quarto stato della materia ed è generalmente definito come un gas ionizzato costituito da elettroni e ioni. In ambito industriale i plasmi hanno trovato impiego per diversi tipi di applicazione quali il trattamento di superfici, la degradazione e lo smaltimento di rifiuti, il taglio di materiali, primi fra tutti i metalli. In particolare i plasmi atmosferici di non equilibrio, che possiedono la caratteristica di mantenere una temperatura macroscopica paragonabile a quella ambiente, sono studiati anche per applicazioni in campo biomedicale, oltre che in quello industriale. Da alcuni anni sono quindi oggetto di indagine per le caratteristiche di sterilizzazione di fluidi o solidi, per la coagulazione e il trattamento di lesioni e lacerazioni, per trattamenti su superfici quali la pelle, per il trattamento di cellule tumorali e staminali o per interfacce dispositivi biomedicali – corpo umano. Questo nuovo settore di ricerca, in grande sviluppo, viene comunemente definito Plasma & Medicine. Poiché in ambito biomedicale, un trattamento plasma può interessare diverse tipologie di substrati biologici e materiali, è stato scelto come obiettivo della tesi la caratterizzazione di una sorgente di plasma di non equilibrio a pressione atmosferica, denominata Plasma Jet, posta ad interagire con substrati di diversa natura (metallico, dielettrico, liquido). La sorgente utilizzata è in grado di produrre un plasma freddo e biocompatibile, generando diverse specie chimiche che garantiscono effetti molto interessanti (sterilizzazione, accelerazione della coagulazione sanguigna, cura di infezioni) per un utilizzo a contatto con il corpo umano o con componenti ingegneristiche che devono venire ad interagire con esso, quali stent, cateteri, bisturi. La caratterizzazione è stata effettuata mediante l’ausilio di due tecniche diagnostiche: la Schlieren Imaging, che permette di studiare la fluidodinamica del gas, OES (Optical Emission Spettroscopy), che permette di analizzare la composizione chimica della piuma di plasma e di determinare le specie chimiche che si producono. Questo elaborato si propone quindi di fornire una breve introduzione sul mondo dei plasmi e sulle loro caratteristiche, citando alcuni dei settori in cui viene utilizzato, industriali e biomedicali, con particolare attenzione per questi ultimi. Successivamente saranno riportati i setup utilizzati per le acquisizioni e una discussione sui risultati ottenuti dalle diverse tecniche diagnostiche utilizzate sul Jet durante i trattamenti. In ultimo sono poi riportate le conclusioni in modo da presentare le caratteristiche più importanti del comportamento della sorgente.

Desarrollo de empresa industrial

El presente proyecto prevé ofrecer motores pesados a gas de última generación en segmentos de mercado definidos. La creación de un departamento de investigación para crear un motor a gas pesado determina el cambio de una Empresa Comercial a Industrial. Se tratará de explicar cómo se pasó en estos años de investigación de una organización comercial a industrial dedicada a la fabricación y armado de partes, como así también ofrecer las aplicaciones del desarrollo descubierto. El objetivo del proyecto es ofrecer motores dedicados a gas modernos, incluyendo motores de presión positiva secuencial que poseen un dispositivo que transforma la alimentación tradicional del gas a inyección multipunto de GNC en forma inteligente, con inyectores de gas y una CPU acondicionada con el software específico. La organización pretende consolidarse en el mercado de generadores, motobombas, motores industriales, maquinaria de la construcción, camiones y ómnibus.

Estudio energético comparativo de diferentes configuraciones de ciclo combinado

El objetivo del presente proyecto consiste en la modelización y optimización de una planta de gasificación integrada en ciclo combinado de 400 MW de potencia neta, mediante el uso del programa Cycle-Tempo, desarrollado por la Universidad de Delft. Para la modelización de la planta, se ha dividido en sus dos unidades principales: la isla de gasificación y el ciclo combinado. Para la validación del modelo de la isla de gasificación, se ha utilizado una composición de referencia de un combustible gasificable y se ha obtenido la composición del gas de síntesis esperada. Se han modelado y optimizado varias configuraciones de ciclo combinado, variando los parámetros característicos de la caldera de recuperación de calor. Se ha realizado la integración de las dos unidades para maximizar la potencia entregada por la planta. Finalmente, se ha estimado el balance anual de energía del ciclo combinado alimentado con gas natural y con el gas de síntesis, con el fin de comparar las rentabilidades económicas obtenidas. Mediante el estudio realizado, se deduce que la forma más eficiente de producir energía, a partir del uso del carbón, es la tecnología de gasificación integrada en ciclo combinado, pese a que su rendimiento sea inferior al ciclo combinado alimentado con gas natural. ABSTRACT The aim of this project is the modeling and optimization of an integrated gasification combined cycle plant of 400 MW net power, using the Cycle-Tempo program, developed by the University of Delft. For the modeling of the plant, it has been divided into its two main units: the island of gasification and the combined cycle. For the model validation of the gasification island, a reference composition of a gasifiable fuel has been used and the expected synthesis gas composition was obtained. Several configurations of combined cycle have been modeled and optimized by varying the characteristic parameters of the heat recovery steam generator. It has made the integration of the two units to reach maximum optimization of power, which has been delivered by the plant. Finally, it has been estimated the annual energy balance for the combined cycle plant fueled with natural gas and with syngas, in order to compare the profitability obtained with each one. Through the study, it is deduced that the most efficient way to produce energy from the use of coal, is the integrated gasification combined cycle technology, although their performance is lower than that obtained from the combined cycle fueled with natural gas.

Circuito de disparo de lámparas flash para la iluminación de sistemas fotovoltaicos

La medición y testeo de células fotovoltaicas en el laboratorio o en la industria exige reproducir unas condiciones de iluminación semejantes a las reales. Por eso se utilizan sistemas de iluminación basados en lámparas flash de Xenon que reproducen las condiciones reales en cuanto a nivel de irradiancia y espectro de la luz incidente. El objetivo de este proyecto es realizar los circuitos electrónicos necesarios para el disparo de dichas lámparas. El circuito de alimentación y disparo de una lámpara flash consta de una fuente de alimentación variable, un circuito de disparo para la ionización del gas Xenon y la electrónica de control. Nuestro circuito de disparo pretende producir pulsos adecuados para los dispositivos fotovoltaicos tanto en irradiancia, espectro y en duración, de forma que con un solo disparo consigamos el tiempo, la irradiancia y el espectro suficiente para el testeo de la célula fotovoltaica. La mayoría de estos circuitos exceptuando los específicos que necesita la lámpara, serán diseñados, simulados, montados en PCB y comprobados posteriormente en el laboratorio. ABSTRACT. Measurement and testing of photovoltaic cells in the laboratory or in industry requires reproduce lighting conditions similar to the real ones. So are used based lighting systems xenon flash lamps that reproduce the actual conditions in the level of irradiance and spectrum of the incident light. The objective of this project is to make electronic circuits required for such lamps shot. The power supply circuit and flash lamp shot consists of a variable power supply, a trigger circuit for Xenon gas ionization and the control electronics. Our shot circuit aims to produce pulses suitable for photovoltaic devices both irradiance, spectrum and duration, so that with a single shot get the time, the irradiance and spectrum enough for testing the photovoltaic cell. Most of these circuits except lamp specific requirements will be designed, simulated, and PCB mounted subsequently tested in the laboratory.