Cele warsztatów były do przeglądu postępów elektroniki dla eksperymentów LHC; przedstawienie wyników i oryginalne pomysły na badania i rozwój elektroniki istotnych dla ewentualnych przyszłych modernizacji LHC; przedstawienie innowacyjnych elektroniki rozwoju dla drugiej cząstki, Astroparticle i eksperymentów fizyki kosmicznych ; zidentyfikować i wspierać wspólne wysiłki na rzecz rozwoju elektroniki wewnątrz i pomiędzy różnymi eksperymentami, aby promować współpracę w odpowiedniej techniki i społeczności fizyki.Warsztaty na temat elektroniki dla LHC i przyszłych eksperymentów.Letheren.
Przestrzeń krzywizny Wszechświata
Przedstawiono wyniki 3-dniowym warsztacie na stałej Hubble’a ust H_0), która miała miejsce w lutym 2012 roku na 6-8 Kavli Instytutu Astrofizyki Cząstek i kosmologii, na terenie kampusu Uniwersytetu Stanforda. Uczestnicy spotkali się, aby odpowiedzieć na następujące pytania. Czy istnieją przekonujące naukowe powodów, aby uzyskać bardziej precyzyjne i bardziej dokładne pomiary H_0 niż obecnie dostępne? Jeśli istnieją, to jak możemy osiągnąć ten cel? Odpowiedzi, które wynikają z warsztatów to (1) lepsze pomiary H_0 zapewniają krytyczne niezależnych ograniczeń ciemnej energii, przestrzeni krzywizny Wszechświata, fizyki neutrin, a ważność ogólnej teorii względności, (2) Pomiar H_0 do 1% w obu precyzja i dokładność, wspierany przez rygorystyczne budżetów błędów, jest w zasięgu kilku metod, oraz (3) wiele ścieżek do niezależnych oznaczeń H_0 są potrzebne w celu uzyskania dostępu i kontroli systematykę.
Implementacje sprzętowe
Komory Rury Drift są wykorzystywane w beczce CMS do znakowania przejście z wysokich mionów Pt generowanych w przypadku LHC i dla wyzwalania dane CMS odczytać. Kolekcjoner Sektor (SC) system synchronizuje segmenty ścieżek zbudowanych przez moduły spustowego w komorach i dostarczyć je do procesorów z odbudową (Track Finder, TF), że zebranie pełnych utworów mion. Następnie Muon Sorter (MS) ma na celu wyłonienie najlepszych czterech kandydatów w beczce oraz filtrowanie fałszywych mionów wygenerowane przez nadmiarowość TF systemu. Implementacje sprzętowe Collector sektorowego oraz systemy Sorter mion zaspokoić promieniowanie, I / O i szybkie ograniczenia czasowe przy użyciu kilku technologii FPGA. Sprzęt został przetestowany z niestandardowych obiektów, zintegrowane z innymi podsystemami spustowych, i eksploatowane w badaniu wiązki.Wiązka test na 40 MHz wiązki wiązki zatwierdzone miejscowe elektroniki wyzwalania i off-detektora kart prototypowych i narzędzia synchronizacji. Test Magnet CMS i kosmiczne wyzwanie w 2006 roku okazały się stabilne i niezawodne działanie spustu Tubes Drift i jego integracji z innymi systemami spustowych oraz z systemem odczytu. Ograniczenia, projektowanie, badanie i działanie modułów zostały przedstawione.
Sygnał z koalescencji dwóch gwiazd neutronowych
Głównym źródłem kandydat wykrywanych fal grawitacyjnych jest Inspiral i połączenie par gwiazd masywnych zwartych obiektów.Advanced LIGO i zaawansowane czujniki Virgo pozwoli naukowcom wykryć Inspiral sygnały z bardziej masywnych systemów oraz w dawnych czasach w zespole detektora, niż z pierwszych detektorów generacji.Sygnał z koalescencji dwóch gwiazd neutronowych utrzyma się w delikatnej zespołu zaawansowanych detektorów przez kilka minut, umożliwiając wykrycie przed ostatecznym koalescencji systemu. W tej pracy, perspektywy wykrywania Inspiral sygnały przed koalescencji i możliwość czerpać odpowiedni obszar nieba o lokalizacji źródłowych, są badane. Ponieważ duża część sygnału jest gromadzona w zeszłym ~ 10 sekund przed koalescencja, przepustowość i dokładność pomiaru czasu są w dużej mierze naliczone w bardzo ostatnich chwilach przed koalescencji. Używamy Monte Carlo do oszacowania dokładności lokalizacji nieba poprzez sieci naziemnych interferometrów takich jak aLIGO i aVirgo. Wraz z japońskim detektorze KAGRA, okaże się, że wykrywanie i triangulacji przed koalescencji może być niewykonalne.
W obecnym badaniu pokazać i omówić rozwój szerokopasmowego widma radiowego
Program jest skoordynowany wysiłek w celu zbadania fizyka aktywne jądra galaktyk (który aktywne jądra galaktyk) za pośrednictwem multi-frequency monitorowania blazars Fermi. W obecnym badaniu pokazać i omówić rozwój szerokopasmowego widma radiowego, które są mierzone w dziesięciu częstotliwości pomiędzy 2,64 i 142 GHz używając Effelsberg 100-M oraz IRAM 30-m teleskop. Wykazano, że każdy z 78 badanych źródeł mogą być klasyfikowane pod względem charakterystyki zmienności w ciągu zaledwie 5 typów zmienności. Twierdzi się, że mogą one być przypisane tylko do dwóch klas mechanizmów zmienności. Pierwsze cztery typy są zdominowane przez spektralnej ewolucji i może być opisana zwykłą dwuskładnikowego systemu składającego się z: (a) stromy spokojny widmowy składników z dużym strumieniem skalę oraz (b) czas ewoluuje komponent pochodni po “Shock-w-Jet “ewolucyjna droga. Piąty typ charakteryzuje się achromatycznej zmiany szerokim spektrum zespołu, który mógłby być nadana na inny mechanizm, prawdopodobnie z udziałem różnicowego Dopplera wzmacniając spowodowane geometrycznych efektów. Poniżej przedstawiamy klasyfikację, założonej fizycznej scenariusza i wyniki obliczeń, które zostały wykonane do spektralnej ewolucji flar.
Masy galaktyk kopalnych są większe w porównaniu do normalnych najjaśniejszych galaktyk
Tranzyty wszechświat od spowolnionej ekspansji ($ q> 0 $) do przyspieszonej ekspansji ($ q < 0 $) niedawno i statefinder może służyć jako wrażliwy diagnostyczny do odróżnienia CHDE model z $ \ $ Lambda modelu CDM. Przedstawiono zarówno wynik poszukiwania kopalnych systemów w ramach Przeglądu XMM Cluster oraz Sloan Digital Sky Survey, a wyniki badania z gwiazd zespołu masowej i gwiezdnych populacji ich kopalnych galaktyk. W sumie 17 grup i klastry są identyfikowane na z <0,25 przy dużych luk antydopingowych pomiędzy pierwszym i czwartym galaktyk najjaśniejszych. Wszystkie informacje niezbędne do klasyfikacji tych systemów jako skamieniałości jest świadczona. Dla obu grup i gromad, całkowita i ułamkowa jasność najjaśniejszej galaktyki są dodatnio skorelowane z różnicy wielkości. Najjaśniejszych galaktyk kopalnych systemów (tzw. kopalne galaktyki) mają gwiezdnych populacji i star-formacyjne historie, które są podobne do zwykłych najjaśniejszych galaktyk klastra. Jednak w ustalonej grupy / masa klastrze, gwiezdne Masy galaktyk kopalnych są większe w porównaniu do normalnych najjaśniejszych galaktyk klastra, fakt, że odnosi się w szerokim zakresie grupowych / cluster mas. Ponadto kopalne galaktyki znajdują zawierać znaczący ułamek całkowitej jasności optycznej grupy / Cluster w 0.5R200, bo aż 85% w porównaniu do braku skamielin, które mogą mieć tak mało jak 10%. Nasze wyniki sugerują, że kopalne systemy powstały wcześniej i w najwyższych rejonach gęstości Wszechświata i że galaktyki kopalne stanowią końcowe produkty fuzji galaktyk w grupach i gromadach.
przedstawiono identyfikację samego metalu słabym tłumieniem Lyman-alpha
Astrofizyka i astronomia
Przedstawiono identyfikację samego metalu słabym tłumieniem Lyman-alpha systemu (DLA) w z_abs = 3,067295 czyli skromnie węglowego wzmocniona, z dużą ilością żelaza ~ 1/700 Solar ([Fe / H] = -2,84) i [C, O / Fe] ~ +0.6. Taki wzorzec obfitość może być wynikiem nukleosyntezy przez masywnych gwiazd. Na podstawie 17 absorpcyjnych linii metalowych, możemy czerpać 2 sigma górnej granicy temperatury kinetycznej DLA firmy z T_DLA <= 4700 K. Chociaż najlepiej dopasowany wzór obfitość pokazuje oczekiwane znamiona Ludności III nukleosyntezy, modele Ludności wysokiej masy gwiazdy II można dopasować wzór obfitość prawie tak dobrze. Dyskutujemy obecne ograniczenia w rozróżnienia tych dwóch scenariuszy oraz poprawy zaznaczonym w identyfikacji resztki ludności III więcej oczekiwać od nadchodzącej generacji 30-metrowych teleskopów klasy.Michael Murphy.
BCGs częściej gościć radio-głośny AGN
Na próbie 123 X-ray klastrów i grup składających się z XMM-Cluster Survey wydaniu pierwszego danych, możemy zbadać zależność pomiędzy najjaśniejszą galaktyką klastra (BCG), jego czarnej dziury, a nośnik intra-cluster/group (ICM) . Wydaje się, że dla grup i gromad z BCG, które mogą gościć informacji zwrotnej AGN, chłodzenie gazu dominuje u osób z TX> 2 keV natomiast sprzężenie zwrotne AGN dominuje poniżej. To może być rozumiane przez sub-jedności wykładnika znalezionego w stosunku skalowania czerpiemy między masą BCG i masy klastra w całym zakresie halo masowej 10 ^ 13
