International Telemetering Conference Proceedings / October 25-28, 1993 / Riviera Hotel and Convention Center, Las Vegas, Nevada / The Hubble Space Telescope (HST) Observatory Management System (HSTOMS), located at the Goddard Space Flight Center (GSFC), provides telemetry, command, analysis and mission planning functions in support of the HST spacecraft. The Telemetry and Command System (TAC) is an aging system that performs National Aeronautics and Space Administration (NASA) Communications (Nascom) block and telemetry processing functions. Future maintainability is of concern because of the criticality of this system element. HSTOMS has embarked on replacing the TAC by using functional elements developed by the Microelectronics Systems Branch of the GSFC. This project, known as the Transportable TAC (TTAC) because of its inherent flexibility, is addressing challenges that have resulted from applying recent technological advances into an existing operational environment. Besides presenting a brief overview of the original TAC and the new TTAC, this paper also describes the challenges faced and the approach to overcoming them.

Diese Arbeit beschreibt die Entwicklung einer Methode zur Energierekonstruktion von Myonen in Unterwasserteleskopen unter Verwendung der Amplituden und Trefferwahrscheinlichkeiten der Photomultiplier. Die Methode wird auf die Daten des Myon- und Neutrinoteleskopes NT-96 angewandt. / This thesis describes the development of a method for energy reconstruction of muons which are detected in underwater elescopes using the amplitudes and hit patterns of the photo multipliers. The method is applied to the data of the Baikal NT-96 muon and neutrino telescope.

Foram analisados espectros óticos de fenda longa de 29 galáxias que hospedam núcleos ativos (AGNs), sendo 6 galáxias Seyfert 1, 18 galáxias Seyfert 2, 4 Rádio-galáxias de linhas estreitas (NLRG) e 1 Rádio-galáxia de linhas largas (BLRG). Estas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação que se estende em alguns casos a 10 kpc do núcleo. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar e caracterizar as propriedades físicas da região estendida de linhas estreitas (ENLR) destes objetos bem como propriedades da fonte central. A distribuição radial de parâmetros que caracterizam o gás emissor em cada galáxia, tais como brilho superficial das linhas de emissão, densidade do gás, massa, extinção e excitação são obtidos. Estes valores característicos são comparados entre as diferentes classes de atividade nuclear presentes em nossa amostra, bem como às propriedades de galáxias normais com o mesmo tipo de Hubble quando possível. Nós encontramos que a massa de gás ionizado é consistente com a hipótese de que o gás é “originado” na fotoionização pela fonte central das nuvens de HI préexistentes na galáxia hospedeira. Os valores observados das razões entre as linhas estreitas de emissão são comparados com os obtidos através de modelos de fotoionização gerados com o código MAPPINGS Ic, obtendo os parâmetros do modelo – densidade, índice espectral da distribuição de energia e da metalicidade do gás – que melhor reproduzem as observações. Observamos que a variação da abundância química do gás é necessária para explicar o espalhamento nos valores observados. Adicionalmente, comparamos os valores observados com os obtidos com modelos de choques gerados por Dopita & Sutherland. Investigamos também a influência da emissão proveniente de regiões HII ao espectro observado – a qual concluímos ser importante particularmente nas regiões emissoras mais distantes do que 2 kpc do núcleo. Nós determinamos a luminosidade ionizante da fonte central nos AGNs usando a aproximação de que as nuvens de gás são limitadas por radiação, e obtivemos os correspondentes valores para o fator de cobertura do gás. Esta luminosidade ionizante foi então comparada com a luminosidade observada em raios-X na banda 2 –10 keV, através de aproximações para a distribuição espectral de energia (SED). Para 9 galáxias Seyfert 2 a luminosidade observada está disponível, e verificamos que nosso método recupera a luminosidade do AGN em raios-X – assim como obtida dos dados do satélite ASCA – bem como identifica os 3 casos Compton espessos. Por fim, investigamos a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante – comparandose a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um toro que envolve a fonte central absorvendo a radiação incidente e re-emitindo esta no infravermelho. Encontramos que a luminosidade observada no IR é consistente com a luminosidade predita para o torus.

Cette thèse a été réalisée entre 2014 et 2017 en vue de la préparation d'une mission probatoire du projet Imageur de Fresnel permettant de réaliser des observations astronomiques dans le domaine ultraviolet (UV). Il s'agit d'un modèle de télescope spatial diffractif imaginé et développé principalement par Laurent Koechlin depuis 2004. Son optique primaire est une grille de Fresnel, optique très légère (de l'ordre du kilogramme) parfaitement adaptée pour servir à une mission d'observation spatiale de très grande envergure, utilisant le principe des réseaux zonés de Fresnel. Afin de prouver la faisabilité d'une mission probatoire sur la Station Spatiale Internationale (ISS) fonctionnant dans l'ultraviolet, l'instrument doit d'abord faire la preuve de ses performances au sol. Le premier objectif a donc été de concevoir un nouveau prototype sol adapté à l'observation dans l'ultraviolet. Cela a nécessité la définition d'une nouvelle configuration de l'ensemble du système imageur, ainsi que la réalisation de nouvelles optiques, et en particulier celle du correcteur du chromatisme induit par la grille d'un nouveau genre. Il s'agit d'un miroir de Fresnel blazé concave, qui a été réalisé pour la première fois avec succès. Le second a été de perfectionner le modèle de grille de Fresnel, afin d'en améliorer ses qualités de haut contraste en conservant sa résolution maximale. Cela s'est fait par la modification des barreaux de maintien des anneaux, ainsi que par l'application d'une apodisation adaptée à cette optique particulière. La nouvelle grille du prototype d'une largeur de 65 mm seulement, permet théoriquement d'atteindre une dynamique de 10^6 à 15 resels (éléments de résolution), probablement meilleure avec la grille qui sera utilisée pour la mission probatoire, et bien supérieure encore avec les grilles de grandes dimensions si un jour elles sont utilisées pour l'astrophysique UV. / This Ph.D. thesis work was made between 2014 and 2017, in order to prepare a probatory mission of the Fresnel Imager for astronomical observations in the ultraviolet (UV) domain. The Fresnel Imager is a concept of diffractive telescope created and developed mainly by Laurent Koechlin since 2004. Its primary optics is a Fresnel grid: a very light weight optics (in the range of kilograms) using the principle of Fresnel zone plates. Fresnel arrays are adapted to large apertures in space. In order to prove the feasibility of a probatory mission on the International Space Station (ISS), the instrument has first to prove its performances on the ground. The initial goal of my thesis was to conceive a new prototype adapted to UV. This required a new configuration of the entire imaging system, as well as the realization of new optics, particularly those correcting the chromatism induced by that new kind of diffractive imaging. This chromatic corrector is a concave blazed Fresnel mirror, which has been successfully realized for the first time. The second goal was to improve the design of the Fresnel grid, in order to enhance its high contrast performances while preserving its diffraction-limited resolution. This was obtained by modifying the setup which holds the rings in place, as well as by the application of an apodization adapted to this particular optics. The new Fresnel grid in the prototype is 65 mm x 65 mm only, but its point spread function reaches a dynamic range of 10^6 at 15 resels (resolution element) from center. This will be further improved when a slightly larger array planned for the probatory mission on the ISS. Later, space missions could feature Fresnel grids several meters in size, yielding diffraction-limited images in the UV.

Les études détaillées d'amas de galaxies confirmés à grands redshifts sont peu nombreuses. L’objectif de cette Thèse est d’établir le premier catalogue d'amas confirmés spectroscopiquement à grand redshift et, pour la première fois à ces redshifts, d’étudier de manière statistique les propriétés des galaxies membres des amas. Dans cette Thèse, nous caractérisons et étudions 20 candidats amas à redshifts 1.4 < z < 2.8 parmi les candidats les plus prometteurs de l’échantillon CARLA. Nous réduisons et analysons des données spectroscopiques grism sans fente et imagerie proche-infrarouge des amas candidats, obtenues avec le télescope spatial Hubble. Nous mesurons plus de 700 redshifts au sein des champs observés, et confirmons spectroscopiquement 16 amas CARLA dans l’intervalle 1.4 < z < 2.8; ces amas sont associés à des noyaux galactiques actifs à fortes émissions radios (RLAGN) en leur centre, par sélection. Cet effort fait plus que doubler le nombre d’amas confirmés à ces redshifts. Nous étudions également le taux de formation stellaire des galaxies membres des amas en fonction de leur masses stellaires, et de la distance aux RLAGN. Nous trouvons que les galaxies membres massives sont situées sous la séquence principale jusqu’à z=2, ce qui suggère déjà à ces redshifts une évolution accélérée des galaxies massives au sein des amas. Nous trouvons également une concentration plus importante de membres actifs à plus petits rayons des RLAGN, jusqu’à z=2. Ceci est en accord avec un renversement de la relation densité vs. taux de formation stellaire pour nos amas CARLA à 1.4 < z < 2.0, ce qui suggère que les amas CARLA représentent une phase de transition de l’évolution des galaxies au sein des amas. Nous étudions également les populations stellaires de deux de nos amas confirmés à redshift z=2.0. Nous analysons les relations couleurs-couleurs et couleurs-magnitudes de ces deux amas et montrons que l’une des structures à z=2 possède une séquence rouge de galaxies passives. Globalement, nos résultats démontrent que les amas CARLA représentent des structures riches comprenant des populations mixtes de galaxies évoluées et massives sans formation stellaire, et des galaxies actives formant des étoiles. Cet échantillon sans précédent de 16 amas confirmés spectroscopiquement dans l’intervalle de redshift 1.4 < z < 2.8 constitue un échantillon idéal pour étudier statistiquement la phase de transition des amas de galaxies, ainsi que les mécanismes de suppression de la formation stellaire. (Abrégé) / Detailed studies of high-redshift confirmed galaxy clusters are based on a few individual objects. In this Thesis, we therefore aim at building the first sample of spectroscopically confirmed clusters at high-redshifts and, for the first time at these redshifts, statistically infer cluster member galaxy properties. In this Thesis, we study and characterize 20 cluster candidates at redshifts 1.4 < z < 2.8, which represent the most promising cluster candidates from the CARLA sample. We reduce and analyze slitless grism spectroscopic and near-infrared imaging data of the fields, obtained with the Hubble Space Telescope. We measure redshifts for over 700 star-forming sources in the 20 fields, and we spectroscopically confirm 16 CARLA clusters in the range 1.4 < z < 2.8; by selection, these clusters are associated with powerful radio-loud active galactic nuclei (RLAGN) at their center. This effort alone more than doubles the number of confirmed clusters at these redshifts. We study cluster member star-formation rates (SFRs) as a function of their stellar masses and distances from the RLAGN. We find that massive members are located below their star-forming main-sequence up to z=2. This implies that the massive star-forming end of the cluster population already followed an accelerated evolution at these high redshifts. We also find an increasing concentration of star-forming members with smaller radii relative to the RLAGN, at all redshifts up to z=2. Our 1.4 < z < 2.0 cluster members are therefore consistent with a reversal of the SFR-density relation. This is a first evidence showing that CARLA clusters represent a transition phase for cluster galaxy evolution. We also study stellar populations of two of our confirmed CARLA clusters at z=2.0. We study their color-color and color-magnitude relations and show that one of the two structures is comprised of a z=2 red sequence of passive candidate members. Together, these results provide clear evidence that our confirmed CARLA clusters represent rich structures comprised of mixed populations, including both evolved, passive, massive galaxies, and galaxies with ongoing star formation. Together, this unprecedented sample of 16 confirmed clusters at 1.4 < z < 2.8 constitutes an ideal sample for further statistical investigation of the cluster transition phase, including study of quenching mechanisms. (Abridged)

L’ELT (Extremely Large Telescope), est un télescope de diamètre 39 m en cours de réalisation par l’Observatoire Européen Austral (ESO). Pour pouvoir tirer pleinement parti de sa taille, ses instruments seront équipés de systèmes d’Optique Adaptative (OA) qui compenseront la turbulence atmosphérique. Ces systèmes d’OA requièrent l’utilisation d’étoiles guides laser afin de maximiser la couverture du ciel. Les étoiles guides laser sont générées par laser accordé sur une résonance d’atome de sodium présents dans une couche d’une épaisseur de 10 km et située à environ 90 km d’altitude. Une étoile laser est donc un cylindre lumineux dans la haute atmosphère, allumé par la relaxation des atomes. L’analyse de front d’onde à l’aide de ces étoiles artificielles souffrent de limitations connues. De plus, sur un télescope de la taille de l’ELT, leur utilisation est compliquée par l’effet de perspective qui provoque un allongement de l’étoile guide lorsqu’elle est vue d’un point éloigné de son point de lancement au sol : le cylindre n’est plus vu par une section circulaire, mais sur le côté. Sur un télescope de 39m, l’élongation de l’étoile peut alors atteindre jusqu’à 20 secondes d’arc, à comparer avec le diamètre du cylindre qui est déterminé par la turbulence, soit de l’ordre d’une seconde d’arc. La variabilité de l’épaisseur, de l’altitude et de la distribution de densité de la couche de sodium ont alors un impact sur la mesure du front d’onde.L’étude de ce problème, qui porte à la fois sur les algorithmes de mesure et le design des analyseurs de front d’onde, a donné lieu à de nombreux travaux s’appuyant sur des simulations et des tests en laboratoire. Le but de cette thèse a été d’étudier cette question à l’aide de données expérimentales obtenues sur le ciel. Ces données ont été enregistrées grâce au démonstrateur d’OA CANARY, situé sur le télescope William Herschel sur l’île de la Palma aux Canaries. CANARY a été développé par le LESIA, en collaboration avec l’Université de Durham; le laser et son télescope d’émission ont été fournis et opéré par l’ESO. Lors de cette expérience, l'allongement extrême des étoiles laser qui sera observé sur l'ELT a été reproduit en plaçant le télescope d’émission à environ 40m du télescope William Herschel. Le front d'onde a ensuite été mesuré sur l’étoile laser allongée ainsi crée.Les travaux effectués pendant cette thèse ont consisté en la préparation de l’instrument et en particulier de l’analyseur de front d’onde de l’étoile laser, la réalisation des observations et le traitement des données résultant de ces dernières. L’analyse de ces données a permis de construire un budget d’erreur de la mesure de front d’onde sur étoile laser allongée. Grâce à ce budget d’erreur, les performances de différents algorithmes de mesure ont été comparées, ainsi que leur comportement face à la variabilité du profil de sodium et des conditions de turbulence. Enfin, différentes configurations d’analyseurs ont été extrapolées, ce qui a permis d’établir des limites sur leur design dans le cadre de l’ELT. / The ELT (Extremely Large Telescope) is a telescope whose diameter is 39 m currently under construction by the European Southern Observatory (ESO). In order to fully benefit from its size, ELT instruments will be equipped with Adaptive Optics (AO) systems to compensate the atmospheric turbulence. These AO systems require the use of Laser Guides Stars (LGS) in order to have as large a sky coverage as possible. LGS are generated using a laser tuned on a resonant frequency of sodium atoms contained in a layer approximately 90km high and 10 km thick. Therefore, a LGS is a luminous cylinder in the high atmosphere, lighted by sodium atoms relaxation. Wavefront sensing on these artificial stars suffers from known limitations. On a telescope the size of the ELT, their use is further complicated by the perspective effect which causes an elongation of the LGS when it is seen from a point distant from its launch position : the cylinder is no longer seen by its circular section, but on the side. On a 39m telescope, the elongation can reach up to 20 arcseconds, which is large compared to to the diameter of the cylinder determined by the turbulence, that is about 1 arcsecond. Variability of the thickness, height and density distribution of the sodium layer then have an impact on wavefront sensing. The study of this problem, which concerns both sensing algorithms and wavefront sensor design, has already been the subject of many work relying on simulations and laboratory experiments. This thesis aims at studying this question using experimental data obtained on sky. These data were acquired using the AO demonstrator CANARY, placed on the William Herschel Telescope (WHT) on the island of La Palma in the Canaries Island. CANARY was developed by LESIA in collaboration with Durham University; the laser and its launch telescope were supplied and operated by ESO. In this experiment, the extreme elongation of LGS as will be seen on the ELT was reproduced by placing the launch telescope 40 m away from the William Herschel Telescope. The wavefront was the measured on the elongated LGS thus created. The studies led during this thesis consisted in the preparation of the instrument and in particular the LGS Wavefront Sensor (WFS), the realisation of the observations and processing on the data obtained. Analysis of these data allowed to build an error breakdown of wavefront sensing on the elongated LGS. Thanks to this error breakdown, performances of different measurement algorithms where compared, as well as their behaviour according to the variability of the sodium profile and the turbulence conditions. Finally, different wavefront sensor designs were extrapolated which allowed to establish limits on their designs for the ELT.

Dédié à l'étude de l'astronomie gamma, le satellite Fermi a été lancé le 11 juin 2008. Il comporte à son bord l'instrument Large Area Telescope (LAT), sensible au rayonnement gamma dans la gamme d'énergie de 20 MeV à 300 GeV. Bien que la nébuleuse du Crabe ait été étudiée dans la gamme d'énergie 70 MeV à 30 GeV couverte par son précédesseur, l'expérience CGRO-EGRET, aucune nébuleuse n'a jamais été clairement identifiée dans le domaine des rayons gamma de haute énergie jusqu'au lancement de Fermi. Les pulsars alimentent les nébuleuses qui les entourent par l'injection permanente d'un vent d'électrons et positrons relativistes qui, accélérés au niveau de l'onde de choc délimitant les nébuleuses de pulsars, émettent un rayonnement pouvant être observé dans les différents domaines du spectre électromagnétique, et notamment dans le domaine des rayons gamma de haute énergie. Les données recueillies par le Fermi-LAT au cours des deux premières années de mission ont désormais permis la détection et l'identification de trois nébuleuses et de leurs pulsars associés (nébuleuses du Crabe, de Vela-X et de MSH 15-52) ainsi que de la nébuleuse de pulsar HESS J1825-137 découverte par les instruments au sol dédiés à l'astronomie gamma de très haute énergie. Les résultats des analyses temporelle, spectrale et morphologique réalisées sur les systèmes pulsars/nébuleuses détectés par le LAT sont exposés dans ce manuscrit. La synthèse des études systématiques réalisées (i) dans les régions comportant un pulsar émetteur en rayons gamma et (ii) dans les régions comportant une source émettrice de rayons gamma de très haute énergie étant identifiée en tant que nébuleuse de pulsar ou candidate en tant que telle, sont également présentés dans cette thèse. Ces études apportent de nouvelles contraintes sur les propriétés physiques des sources ainsi que sur les mécanismes de rayonnement mis en jeu dans la magnétosphère des pulsars et au sein de leurs nébuleuses.

Auf der Sonne sind viele Phänomene zu sehen die mit der solaren magnetischen Aktivität zusammenhängen. Das dafür zuständige Magnetfeld wird durch einen Dynamo erzeugt, der sich vermutlich am Boden der Konvektionszone in der sogenannten Tachocline befindet. Angetrieben wird der Dynamo teils von der differenziellen Rotation, teils von den magnetischen Turbulenzen in der Konvektionszone. Die differentielle Rotation kann an der Sonnenoberfläche durch beobachten der Sonnenfleckbewegungen gemessen werden.<br>Um einen größeren Parameterraum zum Testen von Dynamotheorien zu erhalten, kann man diese Messungen auch auf andere Sterne ausdehnen. Das primäre Problem dabei ist, dass die Oberflächen von Sternen nicht direkt beobachtet werden können. Indirekt kann man dies jedoch mit Hilfe der Doppler-imaging Methode erreichen, die die Doppler-Verbreitung der Spektrallinien von schnell rotierenden Sternen benützt. Um jedoch ein Bild der Sternoberfläche zu erhalten, bedarf es vieler hochaufgelöster spektroskopischer Beobachtungen, die gleichmäßig über eine Sternrotation verteilt sein müssen. Für Sterne mit langen Rotationsperioden sind diese Beobachtungen nur schwierig durchzuführen. Das neue robotische Observatorium STELLA adressiert dieses Problem und bietet eine auf Dopplerimaging abgestimmte Ablaufplanung der Beobachtungen an. Dies wird solche Beobachtungen nicht nur leichter durchführbar machen, sondern auch effektiver gestalten.<br>Als Vorschau welche Ergebnisse mit STELLA erwartet werden können dient eine Studie an sieben Sternen die allesamt eine lange (zwischen sieben und 25 Tagen) Rotationsperiode haben. Alle Sterne zeigen differentielle Rotation, allerdings sind die Messfehler aufgrund der nicht zufriedenstellenden Datenqualität von gleicher Größenordnung wie die Ergebnisse, ein Problem das bei STELLA nicht auftreten wird. Um die Konsistenz der Ergebnisse zu prüfen wurde wenn möglich sowohl eine Kreuzkorrelationsanalyse als auch die sheared-image Methode angewandt. Vier von diesen sieben Sternen weisen eine differentielle Rotation in umgekehrter Richtung auf als auf der Sonne zu sehen ist. Die restlichen drei Sterne weisen schwache, aber in der Richtung sonnenähnliche differentielle Rotation auf.<br>Abschließend werden diese neuen Messungen mit bereits publizierten Werten kombiniert, und die so erhaltenen Daten auf Korrelationen zwischen differentieller Rotation, Rotationsperiode, Evolutionsstaus, Spektraltyp und Vorhandensein eines Doppelsterns überprüft. Alle Sterne zusammen zeigen eine signifikante Korrelation zwischen dem Betrag der differenziellen Rotation und der Rotationsperiode. Unterscheidet man zwischen den Richtungen der differentiellen Rotation, so bleibt nur eine Korrelation der Sterne mit antisolarem Verhalten. Darüberhinaus zeigt sich auch, dass Doppelsterne schwächer differentiell rotieren. / The sun shows a wide variety of magnetic-activity related phenomena. The magnetic field responsible for this is generated by a dynamo process which is believed to operate in the tachocline, which is located at the bottom of the convection zone. This dynamo is driven in part by differential rotation and in part by magnetic turbulences in the convection zone. The surface differential rotation, one key ingredient of dynamo theory, can be measured by tracing sunspot positions.<br>To extend the parameter space for dynamo theories, one can extend these measurements to other stars than the sun. The primary obstacle in this endeavor is the lack of resolved surface images on other stars. This can be overcome by the Doppler imaging technique, which uses the rotation-induced Doppler-broadening of spectral lines to compute the surface distribution of a physical parameter like temperature. To obtain the surface image of a star, high-resolution spectroscopic observations, evenly distributed over one stellar rotation period are needed. This turns out to be quite complicated for long period stars. The upcoming robotic observatory STELLA addresses this problem with a dedicated scheduling routine, which is tailored for Doppler imaging targets. This will make observations for Doppler imaging not only easier, but also more efficient.<br>As a preview of what can be done with STELLA, we present results of a Doppler imaging study of seven stars, all of which show evidence for differential rotation, but unfortunately the errors are of the same order of magnitude as the measurements due to unsatisfactory data quality, something that will not happen on STELLA. Both, cross-correlation analysis and the sheared image technique where used to double check the results if possible. For four of these stars, weak anti-solar differential rotation was found in a sense that the pole rotates faster than the equator, for the other three stars weak differential rotation in the same direction as on the sun was found.<br>Finally, these new measurements along with other published measurements of differential rotation using Doppler imaging, were analyzed for correlations with stellar evolution, binarity, and rotation period. The total sample of stars show a significant correlation with rotation period, but if separated into antisolar and solar type behavior, only the subsample showing anti-solar differential rotation shows this correlation. Additionally, there is evidence for binary stars showing less differential rotation as single stars, as is suggested by theory. All other parameter combinations fail to deliver any results due to the still small sample of stars available.

Dark matter (DM) constitutes one of the most intriguing but so far unresolved issues in physics. In many extensions of the Standard Model of particle physics, the existence of a stable Weakly Interacting Massive Particle (WIMP) is predicted. The WIMP is an excellent DM particle candidate. One of the most interesting scenarios is the creation of monochromatic gamma-rays from the annihilation or decay of these particles. This type of signal would represent a “smoking gun” for DM, since no other known astrophysical process should be able to produce it. In this thesis, the search for spectral lines with the Large Area Telescope (LAT) onboard the Fermi Gamma-ray Space Telescope (Fermi) is presented. The satellite was successfully launched from Cape Canaveral in Florida, USA, on 11 June, 2008. The energy resolution and performance of the detector are both key factors in the search and are investigated here using beam test data, taken at CERN in 2006 with a scaled-down version of the Fermi-LAT instrument. A variety of statistical methods, based on both hypothesis tests and confidence interval calculations, are then reviewed and tested in terms of their statistical power and coverage. A selection of the statistical methods are further developed into peak finding algorithms and applied to a simulated data set called obssim2, which corresponds to one year of observations with the Fermi-LAT instrument, and to almost one year of Fermi-LAT data in the energy range 20–300 GeV. The analysis on Fermi-LAT data yielded no detection of spectral lines, so limits are placed on the velocity-averaged cross-section, <img src="http://www.diva-portal.org/cgi-bin/mimetex.cgi?%3C%5Csigma%20v%3E_%7B%5Cgamma%20X%7D" />, and the decay lifetime, <img src="http://www.diva-portal.org/cgi-bin/mimetex.cgi?%5Ctau_%7B%5Cgamma%20X%7D" />, and theoretical implications are discussed. / QC20100525 / GLAST

For the Swedish Institute of Space Physics and Uppsala University, we have developed a working radio astronomy telescope capable of receiving the 21cm hydrogen line; the Ångström Small Radio Telescope. The work have resulted in a functional system for positioning the dish, with built in tracking of deep space objects and scanning functions, and signal reception with filtering, mixing and digital sampling. The system is controlled via a computer through an Internet connection.