Sviluppo di un sistema di monitoring dei dati acquisiti dall'esperimento sottomarino NEMO

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1 Alma Mater Studiorum Università di Bologna Facoltà di Scienze Matematiche Fisiche e Naturali Corso di Laurea in Informatica Sviluppo di un sistema di monitoring dei dati acquisiti dall'esperimento sottomarino NEMO Relatore: Prof. Maurizio Spurio Tesi di laurea di: Diego Bonfigli Correlatore: Dott. Tommaso Chiarusi II Sessione Anno accademico 2007/2008

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3 Indice 1 Astrofisica con Neutrini Sorgenti astrofisiche di neutrini Telescopi di neutrini Il telescopio sottomarino NEMO Struttura del rilevatore Il progetto NEMO fase 1 e Il sistema di acquisizione dati per NEMO fase Il sistema di visualizzazione Obiettivi e finalità Panoramica sul software prodotto L'interfaccia di Vis Il menu visualizzazioni Grafici Il menu impostazioni Sviluppo del sistema di visualizzazione Tecnologie utilizzate La libreria Qt Il framework ROOT Il dispatcher ControlHost Architettura di Vis Model View e Controller Preparazione e compilazione del software LoadStat

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5 Introduzione In questa tesi si presenta lo sviluppo di un software per il monitoraggio dei dati acquisiti dall'esperimento NEMO. NEMO (NEutrino Mediterranean Observatory) è un progetto dell Istituto Nazionale di Fisica Nucleare per la definizione delle tecniche necessarie alla costruzione di un telescopio di neutrini delle dimensioni di 1 km3 nelle profondità abissali del Mar Mediterraneo. La rivelazione di neutrini astrofisici estenderà le conoscenze dell'universo in modo complementare all Astronomia tradizionale che si basa sull osservazione del Cosmo tramite la radiazione elettromagnetica. Un esperimento di tale novità si inserisce perciò in un contesto di frontiera della ricerca. Alla fine del 2006, dopo circa otto anni di intensa attività di ricerca e sviluppo, la Collaborazione NEMO ha depositato e messo in opera al largo di Catania, in Sicilia, un prototipo in scala ridotta dell elemento chiave del telescopio, la Torre di fotomoltiplicatori. Entro la metà del 2009, una Torre completa e nella configurazione finale per il km3 sarà posizionata e messa in funzione in un secondo sito abissale al largo di Capo Passero, sempre in Sicilia. La realizzazione del sistema per l acquisizione dei dati (Data AcQuisition, DAQ) di tale Torre è attualmente in corso d opera. Tale sistema di DAQ è assai complesso: presenta a mare un apparato hardware costituito da numerosi fotomoltiplicatori che spedisce a terra un elevato e continuo flusso di dati. Tale flusso dati viene raccolto ed analizzato da una batteria di computer che, grazie ad un apposito software, dovrà selezionare ed elaborare in tempo reale una mole di dati dell'ordine delle decine di TB al giorno. Vis, il software prodotto per questa tesi, si inserisce in questo contesto fornendo uno strumento per la visualizzazione in tempo reale dei dati che caratterizzano l'intero sistema di acquisizione. Possono essere mostrate informazioni riguardanti i dati registrati dal telescopio sottomarino (dati di fisica), o grandezze di controllo che rivelano lo stato delle macchine (dati di performance). Vis si interfaccia all'utente attraverso grafici e tabelle con statistiche di vario tipo. Nel primo capitolo della tesi vengono introdotte le ragioni scientifiche per lo 3

6 studio dei neutrini astrofisici, discutendo la loro origine ed il ruolo chiave che essi hanno nell Astrofisica delle Alte energie. Il secondo capitolo descrive l'esperimento NEMO, la struttura del telescopio sottomarino, le fasi di prototipazione svolte e il sistema di acquisizione dati. Il terzo capitolo espone il software Vis, il suo ruolo all'interno del sistema di DAQ, la sua interfaccia e il suo funzionamento. Nel quarto capitolo è trattata la descrizione completa dello sviluppo di Vis, le tecnologie utilizzare, l'architettura del software e le classi con le quali è composto. Il quinto capitolo presenta LoadStat, un programma che viene eseguito in background sulle macchine del sistema di DAQ, utilizzato per fornire a Vis dati sulle performance di rete dei server sui quali esso è eseguito. 4

7 1 Astrofisica con Neutrini 1 Astrofisica con Neutrini L'Astrofisica con i neutrini rappresenta un campo di ricerca di frontiera per espandere la nostra conoscenza dell'universo, basata attualmente sull'osservazione del Cosmo utilizzando come vettori di informazione la radiazione elettromagnetica (e.m.) ed i Raggi Cosmici (RC). I fotoni (dalle onde radio ai raggi gamma) rappresentano tradizionalmente la sonda più utilizzata in Astronomia. I fotoni conservano generalmente la loro direzione di provenienza, ed è pertanto possibile studiare in modo diretto le sorgenti che li hanno generati. Infatti, essendo elettricamente neutra, la radiazione e.m. non subisce deflessioni da parte dei campi magnetici presenti nello spazio interstellare o intergalattico. Tuttavia, i fotoni di energia E > 100 TeV (raggi gamma) non possono attraversare distanze maggiori di 10 Mpc perché sono assorbiti nell'interazione con la radiazione di fondo dell'universo. Questo preclude il loro uso nello studio di fenomeni altamente energetici che avvengono all'interno di sorgenti astrofisiche compatte a distanze cosmologiche. I Raggi Cosmici sono un flusso costante di particelle di origine extrasolare con uno spettro molto ampio di energia; i RC sono composti per la maggior parte da protoni e nuclei di elio, da una piccola frazione di nuclei pesanti e da elettroni. La loro origine è molto varia: sono sintetizzati nelle stelle ed espulsi da queste tramite il vento solare, in fenomeni energetici come le esplosioni delle supernovae, ed in oggetti remoti come Quasar ed altri Nuclei Galattici Attivi (AGN). Poiché le tipologie e lo stato energetico di tali particelle riflettono le caratteristiche delle loro sorgenti, i RC sono utilizzati per inferire, in modo complementare all Astronomia tradizionale, dati sui processi di base che costituiscono gli oggetti celesti. D'altra parte, i raggi cosmici che giungono sulla Terra, essendo particelle cariche, hanno perso la direzione di partenza a causa dei campi magnetici galattici o extra-galattici che hanno deviato le loro traiettorie, e non puntano più la loro sorgente di origine. Inoltre anche per i RC di altissima energia è previsto un 5

8 1 Astrofisica con Neutrini limite di propagazione simile a quello già discusso per i raggi gamma: tali RC, prodotti solamente nei fenomeni più violenti del cosmo, come gli AGN che si trovano ben lontani dal gruppo locale cui appartiene la nostra Galassia, vengono fermati dalla radiazione di fondo cosmica dopo circa 100 Mpc di cammino. Questo limite, denominato limite GZK dai nomi dei fisici Ginzburg, Zatsepin e Kuzmin che lo hanno teorizzato, definisce l orizzonte dell Universo entro cui possono essere studiati i fenomeni tramite radiazione cosmica di altissima energia [1a]. La necessità di superare tali orizzonti sta alla base dell idea di utilizzare i neutrini come una nuova sonda cosmica. I neutrini sono particelle elementari con una massa estremamente piccola (stimata essere almeno 500 mila volte più piccola di quella dell elettrone). L'uso dei neutrini dell'astrofisica presenta diversi vantaggi. I neutrini non hanno carica elettrica, di conseguenza non sono deflessi da campi elettrici o magnetici presenti ad esempio nei bracci a spirale delle galassie, o nello spazio tra le galassie stesse, e la loro direzione di arrivo sulla Terra punta direttamente la sorgente di provenienza. Una loro ulteriore caratteristica d importanza primaria è data dal fatto che i neutrini interagiscono solo tramite l'interazione debole, al contrario dei fotoni e dei RC ordinari che possono interagire con la materia anche tramite la forza elettromagnetica. Per questo motivo i neutrini possono così attraversare grandi distanze, senza interagire con il mezzo interstellare o intergalattico e senza venirne assorbiti. In sostanza i neutrini astrofisici arrivano indisturbati direttamente dal cuore delle proprie sorgenti, che in alcuni casi possono essere gli oggetti astrofisici più distanti e ancora sconosciuti. 1.1 Sorgenti astrofisiche di neutrini Le sorgenti di neutrini astrofisici possono essere sia galattiche, come le supernovae, i resti di supernovae ed i microquasar, che extragalattiche, come gli AGN ed i Gamma Ray Bursts (GRB). Le supernovae sono esplosioni di stelle causate dalla rottura dell'equilibrio tra forza gravitazionale e la pressione di radiazione dovuta all'energia liberata durante i processi di fusione dell'idrogeno e dell'elio. Durante le fasi che precedono l'esplosione è 6

9 1 Astrofisica con Neutrini prodotto un forte flusso di neutrini con energie di alcuni MeV che potrebbero essere rivelati da rivelatori di neutrini. Quando avviene l'esplosione, i materiali che formano gli strati esterni della stella sono espulsi formando così una struttura nota come Relitto di Supernova (SNR, SuperNova Remnant). I SNR sembrano essere le maggiori sorgenti galattiche di raggi cosmici ad energie al di sotto di 1017 ev e, secondo alcuni modelli potrebbero quindi essere anche sorgenti di neutrini. I microquasar sono sistemi binari costituiti da un oggetto compatto (stella di neutroni o buco nero) e da una stella compagna che trasferisce materia all'oggetto compatto. Essi presentano caratteristiche simili ai quasar come emissioni radio forti e variabili e un disco di accrescimento che circonda l'oggetto compatto. Alcuni microquasar presentano jet relativistici, dove l'interazione tra protoni fortemente accelerati al loro interno e fotoni darebbe luogo a raggi gamma e a neutrini di alta energia. Il centro della nostra Galassia, molto ricco di sorgenti di raggi gamma [1], sembra essere uno dei siti favoriti dove è possibile supporre l esistenza di microquasar e Figura 1: illustrazione artistica di un Microquasar 7

10 1 Astrofisica con Neutrini quindi di neutrini astrofisici. I GRB, sono i fenomeni più violenti dell Universo, in cui viene liberato il maggior flusso di energia. I GRB sono intensi lampi di raggi gamma della durata generalmente di pochi secondi; la loro origine è ancora oggi fonte di discussione: si suppone che essi provengano dall'ultimo stadio di coalescenza di un sistema binario di buchi neri compatti o di un buco nero compatto e di una stella di neutroni con la conseguente formazione di un oggetto di grande massa e alta temperatura. Questo oggetto è detto fireball e, secondo alcuni modelli, prevede la produzione di neutrini. Gli AGN sono oggetti nei quali la produzione energetica avviene a spese di un buco nero supermassivo centrale che si nutre del gas che gli cade dentro dal nucleo della galassia madre o di galassie vicine interagenti. Fanno parte della categoria degli AGN le Galassie di Seyfert, galassie a spirale con un nucleo brillante di apparenza stellare o semistellare, le Radiogalassie, galassie generalmente ellittiche con forte emissione nella banda radio, e Quasar, oggetti astronomici estremamente luminosi che emettono la stessa quantità di radiazione in quasi tutto lo spettro elettromagnetico. Gli AGN hanno ricevuto considerevole attenzione come possibili sorgenti di neutrini ad alta energia perché il loro rilascio di energia elettromagnetica in tutte le lunghezze d'onda Figura 2: illustrazione pittorica di un Gamma Ray Burst 8

11 1 Astrofisica con Neutrini eccede quello di ogni altro oggetto astronomico. 1.2 Telescopi di neutrini Un rivelatore di neutrini astrofisici è pensato per identificare oggetti celesti che sono anche sorgenti di neutrini; per tale ragione viene chiamato telescopio di neutrini. La costruzione di telescopi di neutrini pone diverse sfide. Innanzitutto non è possibile condurre delle misure dirette dei neutrini a causa della loro carica neutra. Tale misura viene effettuata tramite la rivelazione di particelle secondarie generate dai neutrini con la materia. Queste possono essere di vario genere: leptoni o adroni. La particella più facile da rivelare con un telescopio di neutrini è un leptone detto muone, ovvero una particella elementare simile ad un elettrone ma 200 volte più massiva. Rispetto ad altri leptoni, come gli elettroni o i tauoni, o agli adroni stessi, i muoni sono candidati più appetibili in virtù della loro maggiore sopravvivenza nel mezzo di propagazione. Grazie alla loro carica elettromagnetica, del tutto identica a quella di un elettrone, i muoni con una velocità v superiore alla velocità della luce in un mezzo diverso dal vuoto (c/n <v, con c la velocità della luce nel vuoto e n l indice di rifrazione del mezzo) emettono fotoni per un fenomeno detto effetto Cerenkov ( si noti che questo è vero per qualsiasi particella carica). Poiché la radiazione Cerenkov, in un dato mezzo, è emessa sempre ad un certo angolo, non è difficile ricavare delle relazioni geometriche particolari tra la direzione del muone ed i tempi di arrivo dei fotoni Cherenkov raccolti da un apposito apparato sperimentale. Nel caso dei telescopi di neutrini, tale apparato consiste in una enorme griglia di fotomoltiplicatori (Photon MulTiplier, PMT). I PMT sono rivelatori attivi (ovvero alimentati da una data potenza elettrica) che convertono il fotone incidente sulla propria superficie sensibile in un elettrone. Tale elettrone è denominato foto-elettrone. All interno del PMT, il foto-elettrone viene convogliato in un apparato preposto alla generazione di una cascata elettronica che amplifica il segnale elettrico: si passa cioè dal singolo foto-elettrone originato dalla conversione del fotone Cherenkov incidente sulla superficie del PMT, ad un vero e 9

12 1 Astrofisica con Neutrini proprio impulso amplificato di corrente elettrica contenente circa 108 elettroni secondari. Tale impulso elettrico viene campionato da opportuni sistemi elettronici posti alla base dei PMT e viene poi spedito verso il sistema di DAQ del telescopio. La misura indiretta dei neutrini astrofisici consiste quindi nella rivelazione dei fotoni Cherenkov emessi dalle loro particelle secondarie, generalmente muoni, che incidono su una griglia tridimensionale di PMT. Oltre una certa energia (100 GeV) la traiettoria dei muoni è praticamente la continuazione di quella dei neutrini originali, e basta ricostruire la traiettoria di tali muoni per risalire alla direzione di provenienza dei neutrini. Una prima ovvia considerazione è che la trasparenza del in cui si trova il telescopio risulta fondamentale per la propagazione dei fotoni Cherenkov. Inoltre, per quanto già accennato circa la caratteristica dei neutrini di interagire esclusivamente tramite la Forza Debole, per compensare sia la loro scarsa interazione con la materia che gli esigui flussi di neutrini astrofisici di alta energia, è necessario costruire rivelatori di grandi dimensioni. È stato calcolato che il volume ottimale entro cui disporre la griglia di PMT di un telescopio di neutrini non può scendere sotto il km 3 di estensione. Come conseguenza, per la ragione economica di procurarsi ingenti quantità di mezzo trasparente, i telescopi per neutrini sono collocati in siti marini (ANTARES, NESTOR o NEMO), nei laghi (BAIKAL) o nel ghiaccio in Antartide (AMANDA o ICECUBE). A queste considerazioni va aggiunto che l ingente numero dei cosiddetti muoni atmosferici, ovvero i muoni prodotti dall impatto dei RC negli strati dell atmosfera, rappresentano un fondo sovrastante il flusso dei muoni generati dai neutrini astrofisici. Per questo motivo i telescopi di neutrini devono essere collocati nelle profondità dei siti abissali marini o del permafrost dell Antartide. In questo modo è possibile avvalersi di una sufficiente schermatura naturale che riduce significativamente i muoni atmosferici. A questo punto, occorre menzionare che il segnale Cherenkov indotto dai muoni secondari è comunque trascurabile rispetto al bagno di fotoni solari che si avrebbe posizionando il rivelatore a basse profondità. Al passaggio di un muone indotto da neutrino, i PMT colpiti dalla radiazione Cherenkov si devono confrontare con non più di qualche fotone per volta; la luce solare che penetra le prime centinaia di metri sotto il 10

13 1 Astrofisica con Neutrini livello del mare o nel permafrost è invece ordini ed ordini di grandezza più intensa, ed i PMT, calibrati per la rivelazione di pochi fotoni, verrebbero danneggiati irreparabilmente. Ne segue che la scelta di siti estremamente profondi, avvolti dal buio degli abissi, è una condizione essenziale per la misura di fotoni Cherenkov (al di là delle ragioni esposte per ridurre il fondo dei muoni atmosferici). In mare, un ulteriore giustificazione dei siti abissali per i telescopi di neutrini, deriva infine dalla necessità di ridurre il fondo ottico legato al decadimento del K 40 (presente in sali disciolti in acqua) e per annullare l effetto della bioluminescenza di particolari organismi marini. Mentre oltre i 2500 m di profondità non è prevista alcuna bioluminescenza, nel mare non è possibile eliminare totalmente il fondo dei cosiddetti fotoni del 40K. Tuttavia i segnali di tali fotoni sui PMT sono totalmente scorrelati l uno dall altro, e possono essere eliminati ponendo delle condizioni di causalità tra i segnali registrati. Tali condizioni devono essere invece soddisfatte dai segnali generati dai fotoni Cherenkov, essendo questi emessi in successione dal muone nel suo incedere lungo la sua traiettoria. La conversione dei neutrini astrofisici in muoni avviene tanto più frequentemente quanto più è alta la densità del mezzo di propagazione dei neutrini, ovvero quando diventa più probabile un interazione neutrino-materia. Sulla Terra questo accade quando i neutrini si propagano dentro la roccia. Per questo un telescopio di neutrini, posto in mare o in un lago o sotto i ghiacci dell'antartide, ha come principale segnatura di neutrini astrofisici quei muoni che provengono dal basso, ovvero che sono stati prodotti e non assorbiti nella roccia sottostante il rivelatore. Per questo motivo un telescopio di neutrini viene generalmente progettato con i PMT orientati in modo da osservare prevalentemente la zona loro sottostante, divenendo così sufficientemente cieco ai segnali provenienti dall alto. 11

14 1 Astrofisica con Neutrini 12

15 2 Il telescopio sottomarino NEMO 2 Il telescopio sottomarino NEMO NEMO ( NEutrino Mediterranean Observatory) è un programma di ricerca e sviluppo che ha come obiettivo lo studio della tecnologia necessaria per la realizzazione di un telescopio sottomarino delle dimensioni di 1 km3 nel Mar Mediterraneo. Dopo più di venti campagne in mare condotte dalla Collaborazione NEMO fin dal 1998, è stato identificato il sito abissale ottimale: esso si trova a circa 100 km al largo di Portopalo di Capo Passero, in Sicilia, ad una profondità di circa 3500 metri. Tale sito offre caratteristiche eccellenti per accogliere un telescopio di neutrini: le impurità dell acqua come i particolati in sospensione sono assai limitate, tanto da garantire un ridotto assorbimento ed una bassa diffusione della luce Cherenkov (è stata misurata una lunghezza di attenuazione Latt ~ 70 m); gli effetti dei sedimenti o la crescita di biofilm che possono oscurare i moduli ottici che ospitano i PMT hanno effetti trascurabili stimati fino a oltre i 10 anni previsti per la presa dati del telescopio; inoltre, sotto i 2500 m di profondità non è aspettata alcuna bioluminescenza e sul sito prescelto è stato misurato un bassissimo fondo da 40K. Infine il sito scelto è posto non troppo lontano dalla costa della Sicilia dove sono state realizzate apposite infrastrutture scientifiche che Figura 3: rappresentazione artistica del telescopio di neutrini NEMO. 13

16 2 Il telescopio sottomarino NEMO accoglieranno il sistema di DAQ a terra ed il centro di controllo dell esperimento. Un ultima caratteristica non secondaria di tale sito, essendo questo nel Mar Mediterraneo, è rappresentata dalla sua collocazione nell'emisfero Nord terrestre: tenendo conto che un telescopio di neutrini è ottimizzato per la misura dei neutrini dal basso, il sito di NEMO si affaccia in modo privilegiato sul Centro Galattico, posto agli antipodi terrestri, da cui come già accennato, per correlazione alle molte sorgenti di raggi gamma scoperte [1], ci si aspetta un significativo flusso di neutrini astrofisici. La realizzazione di un telescopio di neutrini nel Mediterraneo trova un ulteriore motivazione nella dalla costruzione di un simile strumento che la Collaborazione di ICE-CUBE sta completando in questi anni agli antipodi terrestri, in Antartide. L accoppiamento dei telescopi nei due emisferi terrestri garantirà la totale copertura del cielo. 2.1 Struttura del rilevatore Secondo il progetto sviluppato dalla Collaborazione NEMO, il telescopio è costituito da Torri semirigide (le strutture di supporto per i PMT) ancorate sul fondale marino che si estendono per un'altezza di circa 700 metri grazie a dei galleggianti posti sulla loro sommità. Ogni torre è costituita da 16 piani distanziati gli uni gli altri 40 metri. L'ultimo progetto della torre prevede che ogni piano sia formato da una trave lunga 12 metri con due PMT ad ogni estremità (uno rivolto verso il basso e uno lungo la direzione orizzontale). I 16 piani sono mantenuti in trazione da quattro cavi di sospensione, due per ogni lato, e ognuno è ruotato rispetto ai vicini di 90 lungo l'asse verticale della torre. Questa soluzione assicura un certo grado di rigidità e al contempo limita i movimenti dei fotomoltiplicatori. È altresì possibile conoscere la posizione dei singoli PMT utilizzando triangolazioni di segnali acustici che vengono spediti e raccolti da opportuni apparecchi montati direttamente su ciascun piano e su apposite basi collocate attorno al rivelatore. Su ogni piano, oltre ai sensori ottici, sono poi disposti altri strumenti per la rivelazione dell effettiva posizione dei fotomoltiplicatori, come 14

17 2 Il telescopio sottomarino NEMO Figura 4: rappresentazione schematica del telescopio NEMO: le 81 torri saranno disposte in 9 gruppi ognuno formato da 9 torri e una Junction Box bussole ed inclinometri. L'intero telescopio è una griglia di 9 x 9 Torri spaziate l'un l'altra 140 metri; la griglia è suddivisa in nove Moduli, ognuno costituito da 3 x 3 Torri collegate ad una Junction Box di modulo, ovvero una struttura che fornisce al Modulo la necessaria potenza elettrica e distribuisce le linee di collegamento su fibra ottica per la trasmissione dei dati. Infine, una Junction Box primaria funge da raccordo tra i vari Moduli e convoglia su un cavo elettro-ottico di lunghezza pari a 100 km tutte le linee elettriche di potenza ed in fibra per la comunicazione dei dati da e verso terra. 2.2 Il progetto NEMO fase 1 e 2 La realizzazione di un apparato così complesso deve necessariamente passare attraverso fasi intermedie. Dopo lo studio di fattibilità e la localizzazione del sito, la collaborazione NEMO ha realizzato un prototipo su cui montare la maggior parte degli elementi critici previsti. Il progetto chiamato NEMO Fase-1 [2] ha permesso la prima validazione delle 15

18 2 Il telescopio sottomarino NEMO simulazioni e delle soluzioni tecnologiche proposte. Nel dicembre del 2006, una Junction Box e una versione ridotta di Torre, chiamata Minitorre, sono state depositate presso il sito sottomarino di test dei Laboratori Nazionali del Sud di Catania, ad una profondità di 2000 metri, e collegate attraverso un cavo elettro-ottico di 28 chilometri alla stazione di terra. La Minitorre è stata equipaggiata con sedici PMT posti su quattro piani. L acquisizione della Minitorre è continuata fino a tutto maggio La Fase-1 ha fornito un test fondamentale per le tecnologie proposte per la realizzazione del rivelatore; con la fase successiva, NEMO Fase-2, esse saranno finalmente validate alla profondità prevista per il rivelatore km3. La Fase-2 prevede l'installazione di una Torre intera di 16 piani, a 3500 metri di profondità sul sito designato di Capo Passero. La Torre è attualmente in costruzione e sarà installata e resa operativa nel Nel frattempo, la stazione di terra, situata nell'area portuale di Portopalo di Capo Passero, sarà completata entro la fine del Nel giugno del 2007 è stato depositato il cavo elettro-ottico che collega le profondità marine e la stazione di terra. Sia il cavo che il design della torre sono stati modificati leggermente in accordo con le esperienze ottenute dalla Fase Il sistema di acquisizione dati per NEMO fase-2 NEMO fase-2 presenta un complesso sistema di acquisizione dati (DAQ, dall'inglese Data AcQuisition) [ATN] nel quale i dati vengono raccolti dalla torre completa di 16 piani, trasportati verso la stazione di terra ed elaborati in modo da ottenere informazioni sugli eventi intercettati dal telescopio. I dati vengono raccolti dai fotomoltiplicatori e trasmessi alla stazione groundbased tramite cavi a fibre ottiche. Delle schede particolari, chiamate Floor Control Modul (FCM), sono poste nel centro di controllo nel porto e gestiscono la comunicazione con la torre sottomarina. Ogni FCM riceve i dati relativi a tutti i PMT di 16

19 2 Il telescopio sottomarino NEMO un unico piano e si interfaccia via ethernet con il sistema di Trigger. Il sistema di Trigger si occupa di raffinare e selezionare i dati rilevati. Una stima cautelativa indica che il flusso dei dati che giunge da una torre è pari a 256 MBps, in un giorno quindi vengono inviati verso la stazione oltre 20 TB. Immagazzinare tutta questa mole di dati sarebbe un problema non banale, visto anche in ottica del completamento delle 45 torri previste per il telescopio finale; è da notare però che i dati interessanti, cioè quelli che contengono informazioni su eventi, sono soltanto una piccola percentuale. Lo scopo del Trigger è proprio quello di selezionare questi dati. Il sistema di Trigger è composto da varie unità server, ognuna con un compito ben preciso, che lavorano sinergicamente per ridurre la quantità di dati del 99-99,5%, in modo da avere un accumulo giornaliero non superiore ai 100 GB. Di seguito vengono illustrati gli elementi che compongono il Trigger e il percorso che i dati grezzi seguono all'interno di esso. La torre è suddivisa in settori composti da quattro piani, poiché una scheda FCM si occupa di un solo piano, un settore fa riferimento a quattro FCM. Ogni gruppo di schede è collegato tramite un GigaBit Switch a un Hit Manager. Gli Hit Manager (HM) sono server che bufferizzano i dati ricevuti dalle schede FCM alle quali sono connessi e svolgono la scansione dei raw data per la compilazione delle strutture dati (Hit) dove saranno organizzati. Essi raggruppano i dati grezzi provenienti dai PMT di un settore per intervalli temporali denominati Time Slices (TS), l'insieme degli Hit di un settore della torre racchiuso entro una TS viene denominato Sector Time Slices (STS). Un HM quindi ha il compito di creare sequenze ordinate temporalmente di STS. Gli HM quindi inviano queste STS alle Master CPU (MCPU) attraverso un Gigabit Switch. Le MCPU hanno il compito di selezionare STS che contengono eventi attraverso degli algoritmi definiti per l'occasione. Non c'è una corrispondenza uno ad uno tra macchine MCPU e HM, è definito quindi un protocollo per la gestione della comunicazione tra i due elementi del sistema, chiamato Barrell Shift Paradigm, che consiste della rotazione delle macchine MCPU alle quali gli HM inviano le proprie STS. Quando una MCPU riconosce in una STS un evento, i dati corrispondenti ad esso vengono impacchettati e 17

20 2 Il telescopio sottomarino NEMO spediti all'event Manager. L'Event Manager (EM) raccoglie i dati selezionati dalle MCPU. Il primo compito dell'em è quello di riordinare temporalmente gli eventi che via via gli arrivano, le MCPU infatti operano su Time Slice diverse in modo asincrono. Una volta riordinati, i dati vengono inviati attraverso un socket TCP/IP a un sistema di storage che li memorizza permanentemente. A supervisionare tutta la catena di trattamento dei dati è posto il Trigger System Controller (TSC): esso controlla e configura il Sistema di Trigger, è responsabile della gestione dei problemi che potrebbero avere i vari server ed è il punto di contatto tra il Figura 5: schema delle macchine usate dal sistema di acquisizione dati: ogni scheda FCM (Floor Control Module) è collegata attraverso un GigaBit Switch ad un Hit Manager, ogni Hit Manager bufferizza e formatta i dati delle schede FCM al quale è collegato, questi dati poi vengono passati alle Master CPU che li seleziona secondo degli algoritmi di Trigger, l'event manager li raccoglie, li ordina e li fa memorizza permanentemente in una macchina Storage. Trigger System Controller è responsabile del controllo e della configurazione del sistema di Trigger ed è l'unico punto di accesso al sistema per il Run Control, la console, l'interfaccia sulla quale gli utenti operano. 18

21 2 Il telescopio sottomarino NEMO sistema di Trigger e la Console (l'interfaccia sula quale gli utenti operano) per la gestione dell'acquisizione dell'esperimento. L'intero sistema può essere controllato attraverso il monitoraggio di alcuni parametri particolarmente indicativi di ogni fase del trattamento dei dati acquisiti. Un esempio di questi dati può essere l'hit rate, cioè la quantità di dati raccolti in un intervallo di tempo dagli Hit Manager, il trigger rate, la quantità di eventi giudicati interessanti dalle MCPU, l'event rate, il numero di eventi riordinati dall'event Manager, e tutte le misure riguardanti lo stato di salute di ogni server, come lo stato delle connessioni di rete, la percentuale di uso dei processori ed altri parametri significativi. A tale scopo è prevista un server dedicato, il PCMonitor, collegato al sistema di Trigger tramite un dispatcher, in modo da raccogliere informazioni e redistribuirle a dei programmi di visualizzazione. Un programma di visualizzazione è Vis, un software progettato come lavoro per questa tesi, che sarà descritto nel dettaglio nel capitolo successivo. Figura 6: schema degli elementi del sistema di Trigger per il monitoraggio dei parametri di interesse (nella figura sono indicati hit rate, trigger rate e event rate): è previsto che un server dedicato, PCMonitor, sia collegato al sistema tramite un dispatcher in modo che dei programmi specifici possano raccogliere e visualizzare i dati inviati dal sistema di DAQ. 19

22 2 Il telescopio sottomarino NEMO 20

23 3 Il sistema di visualizzazione 3 Il sistema di visualizzazione 3.1 Obiettivi e finalità Come è stato mostrato nei capitoli precedenti, l'esperimento NEMO utilizza un complesso sistema hardware/software per l'acquisizione dati che va dalla conversione analogico/digitale dei segnali sui fotomoltiplicatori alla selezione degli eventi di interesse, dal trasporto delle informazioni attraverso una rete GigaBit Ethernet alla memorizzazione permanente dei dati in Data Base. Questa complessità porta alla necessità di uno strumento con la duplice funzione di visualizzazione in tempo reale dei dati fisici acquisiti e di monitoraggio del sistema stesso. Il software sviluppato si occupa di mostrare in un modo immediatamente leggibile ed aggiornato in tempo reale lo stato dei dati ottenuti dalla DAQ dell esperimento e reputati di interesse sensibile attraverso dei grafici di diverso tipo. 3.2 Panoramica sul software prodotto L'applicazione principale sviluppata in questo lavoro di tesi è il programma di visualizzazione denominato Vis. Esso si occupa sia della visualizzazione di dati che chiameremo di fisica, ovvero tutte quelle informazioni che saranno fornite dal sistema di acquisizione dell'esperimento NEMO, sia dei dati sulle performance dei server che fanno parte del sistema di Trigger. Per quest'ultimo compito sono state prodotte delle ulteriori applicazioni, eseguite come daemon1 sulle macchine che devono essere monitorate, il cui compito consiste nel fornire al visualizzatore i dati relativi allo stato dei singoli server. In base alle necessità sollevate dallo sviluppo del sistema di acquisizione che andava svolgendosi contestualmente a questo lavoro di tesi, è stato conveniente iniziare lo sviluppo del software concentrandosi sul monitoraggio del traffico di rete delle 1 Processi eseguiti in background piuttosto che sotto il diretto controllo dell'utente 21

24 3 Il sistema di visualizzazione macchine coinvolte nella DAQ. Per la trattazione dettagliata dei daemon si veda più avanti al cap. 5. Il sistema di visualizzazione comprende quindi processi daemon e dall'applicazione Vis. I daemon raccolgono i dati da monitorare e li inviano attraverso la rete al visualizzatore Vis, un'applicazione grafica desktop che mostra all'utente questi flussi di dati; più istanze di Vis possono essere presenti contemporaneamente in esecuzione sulla stessa macchina. Vis non deve necessariamente risiedere nelle stesse macchine dove i dati da visualizzare sono raccolti ma può essere installato su qualsiasi computer dotato di accesso alla rete. Questa separazione tra processi di visualizzazione e processi daemon è conveniente per svariate ragioni: consente di mantenere logicamente divisi i compiti dei vari sistemi dell'esperimento NEMO e di non mischiare competenze diverse (acquisizione, analisi e graficazione dei dati); permette di evitare l'aggiunta di sistemi software sulla struttura di DAQ, come ad esempio l'x Window System per avere un'interfaccia grafica, VNC, per l'accesso remoto ai desktop, ROOT, per l'analisi e la raffigurazione dei dati; offre il vantaggio di poter avere una visione completa di informazioni provenienti da diverse macchine su un unico programma (Vis) facilitando il controllo e il confronto delle informazioni stesse da parte dell'utente. Il sistema di visualizzazione non è basato sulla classica architettura client-server: i processi daemon e le istanze di Vis infatti non comunicano direttamente tra di loro ma si affidano ad un terzo componente, il dispatcher. Il dispatcher è un processo server che può essere posto a sua volta in una macchina qualsiasi e si occupa di veicolare dati tra i processi che fanno parte del sistema. L'applicazione lavora in questo modo: i daemon presenti nel sistema di DAQ inviano continuamente i dati raccolti verso il dispatcher indipendentemente dal numero di client di visualizzazione presenti, d'altra parte le istanze dell'applicazione Vis ricevono tutti questi dati dall'unica macchina dove il 22

25 3 Il sistema di visualizzazione dispatcher è in esecuzione. Entrambi gli estremi della comunicazione traggono profitto da questo terzo componente: i processi daemon non si devono più interessare di problemi quali la duplicazione dei dati e la loro spedizione verso diversi client, i processi di visualizzazione ricevono questi dati senza la necessità di gestire complicazioni legate ad esempio a disconnessioni momentanee da parte dei server raccoglitori di dati. Il dispatcher sarà descritto in maniera più dettagliata nel capitolo successivo. 3.3 L'interfaccia di Vis Vis è un programma dotato di un'interfaccia utente grafica per renderne semplice la configurazione e la fruizione, sviluppato per l'uso in sistemi Unix, sui quali il software della DAQ dell'esperimento NEMO è basato. Lo scopo dell'applicazione è il monitoring dei dati ricevuti dai vari processi daemon tramite uno o più dispatcher, questo obiettivo è raggiunto attraverso una serie di funzionalità che Vis offre: quadri riassuntivi della situazione attuale delle connessioni, grafici di vario tipo sulle informazioni raccolte e allarmi che vengono generati sotto certe condizioni. In Vis un flusso di dati che proviene da un daemon viene chiamato connessione. Ogni connessione viene identificata con un nome univoco (Tag) ed ha associato un gruppo, cioè un'etichetta che viene usata per ordinare connessioni diverse ma che per una certa ragione sono correlate tra loro, ad esempio provengono dalla stessa macchina o le informazioni che trasportano sono dello stesso tipo. La finestra principale di Vis è suddivisa in due menu: un menu, detto Visualizzazioni, si occupa della rappresentazione dei dati ricevuti, un altro menu, detto Impostazioni, permette di modificare o scegliere nel dettaglio le informazioni che si vogliono ricevere e il comportamento dell'applicazione stessa. Le due parti sono poste in schede (tab) differenti. I tab Visualizzazioni e Impostazioni sono entrambi organizzati secondo uno schema comune. Nella parte superiore dei menu è presente una tabella riassuntiva che mostra informazioni riguardanti le connessioni: in ogni riga è 23

26 3 Il sistema di visualizzazione presente il nome con cui una connessione viene identificata, il gruppo a cui appartiene, l'indirizzo ip della macchina del dispatcher utilizzato, una breve descrizione della connessione ed altre informazioni significative. Queste righe possono essere ordinate alfabeticamente secondo le informazioni visualizzate nelle colonne della tabella. Nella parte inferiore invece è presente un pannello che consente di eseguire operazioni sulle connessioni. Quando si vogliono eseguire azioni, sia la tabella riassuntiva che il pannello inferiore sono coinvolti: l'utente decide su quali connessioni vuole operare selezionando una o più righe dalla tabella, successivamente conclude l'operazione inserendo dati e premendo pulsanti nel pannello. Esiste anche la possibilità da parte dell'utente di utilizzare dei menu a tendina per selezionare velocemente gruppi di connessioni evitando di individuare queste nella tabella riga per riga Il menu visualizzazioni Visualizzazioni, come si è detto, è un menu che si occupa della visualizzazione delle informazioni. La tabella riassuntiva posta in alto mostra la situazione attuale di ogni connessione: il nome (tag), l'indirizzo del dispatcher (dispatcher), il gruppo alla quale la connessione appartiene, lo stato per quanto riguarda la rete (se è connessa, disconnessa o i dati per qualche motivo non stanno arrivando), lo stato dell'allarme (un aspetto che sarà chiarito tra poco), informazioni riguardanti i dati arrivati come valore dell'ultimo dato (valore istantaneo), media in una finestra temporale e media da quando la connessione è stata avviata (media dall'inizio) e una breve descrizione della connessione stessa. Il pannello in basso e diviso per le funzionalità offerte. Grafici Temporali consente di creare finestre dove vengono visualizzati grafici dei dati arrivati dalle connessioni che si decidono di controllare. L'utente deve selezionare nella tabella riassuntiva le connessioni alle quali si è interessati oppure scegliere nel menu a tendina un gruppo, dichiarare in apposite aree di testo in quante righe e colonne deve essere divisa la finestra e premere il pulsante mostra, apparirà in questo modo una finestra suddivisa in quadranti con il grafico di una connessione per ogni quadrante. Nel 24

27 3 Il sistema di visualizzazione Figura 7: menu visualizzazioni : il menu presenta una tabella riassuntiva che mostra informazioni su tutte le connessioni monitorate e un pannello dei comandi usato per eseguire operazioni su queste connessioni, come la visualizzazione di grafici di varia natura e l'attivazione o disattivazione degli allarmi. menu a tendina è presente anche la possibilità di creare una finestra senza grafici, questa opzione è utile se si vogliono inserire grafici in un momento successivo. Un'altra funzionalità offerta infatti è Aggiunta grafici temporali:essa viene usata se si vuole aggiungere un grafico in una finestra già costruita. Ogni finestra è identificata con un numero posto nella barra del titolo, le divisioni al loro interno sono anch'esse numerate da sinistra a destra e dall'alto in basso, quando si vuole aggiungere una serie di grafici si selezionano le connessioni allo stesso modo del menu Grafici Temporali, si inseriscono in menu a tendina questi valori e schiacciando il pulsante inserisci queste connessioni vengono visualizzate. Non è necessario che la porzione di finestra scelta sia vuota, i grafici infatti possono essere sovrapposti. Il terzo menu è chiamato Grafici sinottici. Esso permette di creare una finestra con degli istogrammi che graficano le medie dei dati arrivati nelle connessioni mostrando un quadro generale della situazione. Allarmi attiva e disattiva un allarme relativo ai dati per una connessione: esso permette di avvisare l'utente quando per una certo periodo di tempo la media dei valori arrivati in 25

28 3 Il sistema di visualizzazione un flusso di dati è inferiore a una certa soglia. Quando ciò accade viene mostrata una finestra pop-up con data, ora e nome della connessione che ha fatto scattare l'allarme. Nel menu Allarmi si può decidere soltanto se attivare o disattivare la notifica di eventi di questo tipo, i parametri relativi a tempi e soglie invece devono essere stabiliti nel menu Impostazioni. L'ultimo settore nel pannello Visualizzazioni è denominato Azzera dati: esso è usato per azzerare le informazioni ricevute da un flusso di dati. Questa è un'opzione utile quando si decidono di iniziare nuovi test sul sistema di DAQ e non si vole che i dati ricevuti precedentemente dai daemon influiscano sulla visualizzazione dei nuovi dati. Esistono due tipi di azzeramento: azzera media che si limita a eliminare i dati arrivati nella finestra temporale usata per la visualizzazione dei grafici, e azzera media dall'inizio, che invece cancella tutte le informazioni raccolte da quando la connessione è stata stabilita Grafici I grafici che possono essere mostrati sono di due tipi: temporali, cioè che mostrano tutti i dati arrivati in un certo intervallo di tempo, e sinottici, che raggruppano in un istogramma i valori medi delle connessioni che sono legate dalla sessa unità di misura. I grafici temporali sono grafici a linee dove per ogni flusso di dati nell'asse delle ordinate vengono posti i valori e nell'asse delle ascisse il momento nel quale essi sono stati inviati da un daemon. La finestra temporale, cioè l'estensione dell'intervallo di tempo mostrato nelle ascisse, è selezionabile dall'utente nel menu Impostazioni. In basso a destra viene stampato per comodità il valore dell'ultimo dato ricevuto. In ogni grafico viene disegnata anche una linea rossa, detta di segnalazione, usata per poter comparare agevolmente i dati con un valore stabilito dall'utente. Più flussi di dati possono essere visualizzati in uno stesso grafico, se ciò accade le linee di ogni connessione vengono colorate di colori differenti e vengono riconosciute attraverso una 26

29 3 Il sistema di visualizzazione Figura 8: esempio di finestra per grafici temporali: la finestra può essere divisa in settori, ogni settore può visualizzare grafici per più connessioni; per ogni grafico nell'asse delle ordinate vengono posti i valori ricevuti per una connessione e nell'asse delle ascisse il momento nel quale essi sono stati inviati. il pannello in basso contiene bottoni usati per cambiare la scala dei grafici, azzerare i dati ricevuti e salvare sul file un'immagine dei grafici disegnati nel frame della finestra. legenda posta un alto a destra, inoltre viene disegnata soltanto una linea di segnalazione, quella associata alla prima connessione nella legenda. I grafici sinottici sono istogrammi che indicano per ogni connessione selezionata la media dei dati ricevuti in una finestra temporale (colore nero) e la media di tutti i valori ricevuti da quando le connessioni sono state avviate (colore rosso). Al di sotto di ogni barra dell'istogramma viene riportato il valore e il nome relativo alla connessione monitorata. Entrambe le tipologie di grafici vengono disegnati in finestre separate dal menu principale. Queste finestre hanno un'interfaccia comune: la maggior parte dello spazio è riservata ad un frame dove i grafici vengono effettivamente tracciati, esiste poi un pannello sottile posto in fondo alle finestre con il quale è possibile eseguire delle operazioni sui grafici stessi. Una di queste operazioni è il cambiamento della scala dei 27

30 3 Il sistema di visualizzazione grafici lungo le ordinate: attraverso due aree di testo è possibile selezionare il limite inferiore e superiore dell'asse delle ordinate e con un apposito pulsante si può impostare il tipo di scala, lineare o logaritimica. La scala logaritmica risulta utile quando i dati coprono un largo intervallo di valori ma, quando viene utilizzata, non possono venire visualizzate misure negative, in questo caso se il limite inferiore dell'asse delle ordinate è inferiore o uguale a zero esso viene riportato automaticamente al più basso valore positivo distinguibile, Ogni cambiamento introdotto da questi controlli viene immediatamente riportato nei grafici senza bisogno di altri bottoni per date conferme. Un'altra funzionalità offerta dal pannello è l'azzeramento dei dati nella finestra temporale per tutte le connessioni visualizzate, una caratteristica posta per comodità nella finestra ma del tutto identica a quella presente nel menu Visualizzazioni. L'ultimo Figura 9: esempio di finestra per grafici sinottici: il frame principale mostra un istogramma che indica per ogni connessione la media dei dati ricevuti in una certa finestra temporale (colore nero) e la media di tutti i valori ricevuti da quando le connessioni sono state avviate (colore rosso). Al di sotto di ogni barra dell'istogramma viene riportato il valore e il nome relativo alla connessione monitorata. Il pannello in basso, simile alla finestra per i grafici temporali, contiene bottoni usati per cambiare la scala dei grafici, azzerare i dati ricevuti e salvare sul file un'immagine dei grafici disegnati nel frame della finestra. 28

31 3 Il sistema di visualizzazione bottone del pannello è usato per salvare su un file l'immagine dei grafici disegnati nel frame della finestra. Quando il bottone viene premuto appare un menu dove viene scelto il nome del file nel quale si vuole salvare l'immagine, la sua estensione determina il formato che può essere binario (jpg, gif, png, ps) o testuale (root, xml, C) Il menu impostazioni Il menu Impostazioni si occupa della configurazione dei parametri generali del programma e delle connessioni da controllare. La tabella riassuntiva mostra tutti parametri per ogni connessione: il nome (tag), l'indirizzo del dispatcher (dispatcher), il gruppo, l'unità di misura dei dati, la finestra temporale sulla quale calcolare le medie e mostrare i grafici ( Δt grafici), informazioni per quanto riguarda gli allarmi come finestra temporale sulla quale calcolare la media Figura 10: menu impostazioni : il menu presenta una tabella riassuntiva che mostra informazioni complete su tutte le connessioni monitorate e un pannello dei comandi usato per eseguire operazioni su queste connessioni, come l'eliminazione, la modifica e l'inserimento di nuove connessioni. Il pannello è usato anche per configurare aspetti generali dell'applicazione, come la password per accedere a questo menu e delle opzioni per salvare o caricare file di configurazione. 29

32 3 Il sistema di visualizzazione (Δt allarme), soglia sotto la quale scatta l'allarme (soglia allarme) e se l'allarme deve essere attivo all'avvio del programma (allarme all'inizio), l'altezza della linea di segnalazione da visualizzare nei grafici temporali per questa connessione e una breve descrizione della connessione. Il pannello in basso è diviso in due schede: Connessioni, per gestire aspetti riguardanti i flussi di dati da visualizzare, e Impostazioni Generali, per modificare le configurazioni globali del programma. Il menu Connessioni a sua volta è diviso in diverse schede con nomi autoesplicativi: inserimento nuova connessione permette di specificare e aggiungere un nuovo flusso di dati da monitorare, rimozione connessioni è usata quando non si vuole più ricevere informazioni per un certo tipo di misurazione, modifica connessioni e allarmi sono utilizzate rispettivamente per impostare ogni aspetto delle connessione e le condizioni per le quali un avviso viene notificato all'utente. Il menu Impostazioni generali è suddiviso anch'esso in schede secondarie. Avviso di ritardo è una scheda utile per specificare se una finestra pop-up deve essere visualizzata quando una connessione non riceve dati per un certo periodo di tempo, anch'esso impostabile in questa scheda. La tab Password è utilizzata per definire una parola chiave usata per accedere al menu Impostazioni generali: esso infatti può essere protetto con una password. Quando il menu è bloccato tutti i suoi controlli appaiono opachi e non possono essere cliccati, soltanto un bottone in basso a destra può essere usato per inserire la parola chiave e liberare il menu. Questa funzionalità è utile per impedire agli utenti non autorizzati di modificare le configurazioni preimpostate. L'ultima scheda è salva/carica impostazioni, uno dei menu più utili, attraverso esso ogni aspetto della configurazione impostato durante l'esecuzione può essere salvato in un file: i parametri per ogni connessione, gli allarmi, le finestre per la visualizzazione dei grafici e la loro posizione, le impostazioni generali. Il file è scritto nel formato.ini, un tipo di file testuale strutturato in modo da rendere facili il salvataggio e il recupero delle informazioni salvate. Attraverso lo stesso menu poi è possibile caricare queste impostazioni evitando ad ogni avvio una lunga fase di configurazione del 30

33 3 Il sistema di visualizzazione programma. Vis può essere aperto con diversi parametri passati da riga di comando: -f nomefile carica tutte le impostazioni da un file di configurazione; -i numero-connessioni lista-di-nomi apre il programma con le connessioni specificate già impostate con alcuni valori di default, si possono modificare questi valori aggiungendo altri parametri a riga di comando come -a che consente di specificare l'indirizzo del dispatcher, -s per precisare la finestra temporale per i grafici, -u per determinare l'unità di misura per i dati in arrivo; -h stampa un breve messaggio di aiuto. Se non vengono passati parametri a riga di comando Vis si avvia senza connessioni configurate, esse possono comunque essere aggiunte dal menu Impostazioni in un secondo momento 31

34 3 Il sistema di visualizzazione. 32

35 4 Sviluppo del sistema di visualizzazione 4 Sviluppo del sistema di visualizzazione 4.1 Tecnologie utilizzate Vis è stato realizzato in C++ [3] [4]. Il C++ è un linguaggio di programmazione largamente usato nell'industria. È stato realizzato negli anni '80 da Bjarne Stroustrup come miglioramento del C: ad esso sono state aggiunti il supporto alla programmazione ad oggetti, la gestione delle eccezioni, l'overloading degli operatori, la programmazione generica ed altre caratteristiche che lo rendono adatto allo sviluppo di applicazioni software su larga scala. Il linguaggio C++ è molto versatile e presenta elementi sia di alto livello, cioè fornisce strumenti per astrarre dai dettagli della macchina, che di basso livello, ovvero mettono a disposizione dei costrutti considerati vicini all'hardware come la manipolazione diretta di indirizzi di memoria attraverso i puntatori e la possibilità di scrivere segmenti di codice assembly all'interno di codice C++. È anche uno tra i linguaggi più veloci in circolazione [5]. Tutte queste caratteristiche lo hanno reso adatto per la costruzione di un gran numero di applicazioni anche molto differenti tra loro che vanno dai database agli applicativi per l'ufficio, dai kernel di sistemi operativi ai videogiochi, dai server web ai compilatori. Il C++ non implementa alcune funzionalità come il supporto al multithreading, la programmazione di rete e lo sviluppo di interfacce grafiche che però sono fornite da molte librerie disponibili per questo linguaggio. Di seguito vengono descritte le librerie impiegate per Vis La libreria Qt Per l'interfaccia grafica sono state utilizzate le librerie Qt. Qt è un framework open source largamente usato per lo sviluppo di programmi con GUI (Graphical User Interface) realizzato dall'azienda norvegese Trolltech [6]. Qt è 33

36 4 Sviluppo del sistema di visualizzazione soprattutto utilizzato nell'ambiente desktop KDE per sistemi Unix ma, essendo multipiattaforma, può essere impiegato anche in Windows, Mac e nei sistemi embedded (PDA, smartphone) tramite Qtopia. Qt non è usato soltanto per la costruzione di interfacce grafiche ma anche per lo sviluppo di applicazioni console e server grazie ad una serie di API (Application Programming Interface) di generica utilità e non strettamente legate all'interazione con l'utente come contenitori, astrazione per la concorrenza, programmazione di rete, accesso a database SQL e supporto al formato XML. Vis si affida a queste API per quanto riguarda i contenitori quali hash table e liste e i costrutti per la concorrenza perché offrono un approccio più pulito rispetto alla libreria standard STL e ai PThreads (POSIX Threads). PThreads è uno standard per la programmazione concorrente nei sistemi POSIX come i cloni UNIX Linux e BSD e definisce una serie di tipi e funzioni per il linguaggio C. Il C++ supporta questo standard ma non in modo ottimale: essendo basato sul C, PThreads non può sfruttare le funzionalità ad alto livello del C++ come i costrutti per la programmazione ad oggetti quindi il suo uso non risulta naturale. D'altra parte, QThread, la parte di Qt dedicata alla programmazione concorrente, è un API moderna e portabile che si integra bene con gli altri meccanismi di Qt. Il framework Qt non fornisce soltanto delle librerie ma, attraverso il Meta-Object System [7] estende il linguaggio C++ e lo munisce di alcune caratteristiche interessanti come il sistema Signal/Slot, introspezione e chiamate asincrone a funzioni. Il Meta-Object System è basato su tre elementi: una classe chiamata QObject, la classe base per gli oggetti che vogliono beneficiare del Meta-Object System, una macro chiamata Q_OBJECT da porre all'interno della sezione privata della dichiarazione di una classe che vuole avvalersi di questa caratteristica, e il MOC (Meta-Objetc Compiler), uno strumento che legge un file sorgente C++ e, quando trova dichiarazioni di classe che contengono la macro Q_OBJECT, produce un altro file sorgente C++ che poi sarà il codice effettivamente compilato. Grazie al precompilatore MOC quindi la sintassi del C++ può essere modificata e adattata alle esigenze di Qt. La miglioria più interessante apportata dal Meta-Object System è il sistema Signal/Slot. 34

37 4 Sviluppo del sistema di visualizzazione Figura 11: schema rappresentativo del sistema Signal/Slot: attraverso la funzione connect() dei metodi di un oggetto possono essere associati a dei segnali di un altro oggetto. Quando un segnale è emesso tutti i metodi slot registrati vengono eseguiti. Esso è usato per la comunicazione tra oggetti. Un Signal è un segnale che può essere emesso da un oggetto quando raggiunge uno stato particolare o avvengono determinati eventi. Uno slot è una funzione che viene chiamata in risposta a questi eventi. Il meccanismo funziona in questo modo: gli oggetti che sono interessati ad un certo tipo di evento devono dichiarare uno slot attraverso il metodo connect() fornito da Qt; quando un oggetto emette un segnale (con una sintassi simile a quella di una chiama a funzione: emit nomesegnale(parametri) ) tutti gli oggetti che si erano registrati precedentemente recepiscono la notifica chiamando lo slot specificato con gli stessi parametri del segnale appena emesso. Tale sistema è particolarmente conveniente in un interfaccia grafica quando a determinate azioni dell'utente si vuole rispondere con determinate azioni da parte del programma. Questo meccanismo è completamente type safe, cioè la segnatura del segnale deve corrispondere necessariamente alla segnatura dello slot associato. È un'alternativa alla tecnica delle callback, che consiste nel passare ai generatori di eventi un puntatore alla funzione (chiamata appunto callback) che si vuole sia richiamata 35