오프셋 제거기의 적응 제어 등화기와 보우-레이트 위상 검출기를 활용한 수신기 설계

학위논문(박사) -- 서울대학교대학원 : 공과대학 전기·정보공학부, 2021.8. 염제완.In this thesis, designs of high-speed, low-power wireline receivers (RX) are explained. To be specific, the circuit techniques of DC offset cancellation, merged-summer DFE, stochastic Baud-rate CDR, and the phase detector (PD) for multi-level signal are proposed. At first, an RX with adaptive offset cancellation (AOC) and merged summer decision-feedback equalizer (DFE) is proposed. The proposed AOC engine removes the random DC offset of the data path by examining the random data stream's sampled data and edge outputs. In addition, the proposed RX incorporates a shared-summer DFE in a half-rate structure to reduce power dissipation and hardware complexity of the adaptive equalizer. A prototype chip fabricated in 40 nm CMOS technology occupies an active area of 0.083 mm2. Thanks to the AOC engine, the proposed RX achieves the BER of less than 10-12 in a wide range of data rates: 1.62-10 Gb/s. The proposed RX consumes 18.6 mW at 10 Gb/s over a channel with a 27 dB loss at 5 GHz, exhibiting a figure-of-merit of 0.068 pJ/b/dB. Secondly, a 40 nm CMOS RX with Baud-rate phase-detector (BRPD) is proposed. The RX includes two PDs: the BRPD employing the stochastic technique and the BRPD suitable for multi-level signals. Thanks to the Baud-rate CDR’s advantage, by not using an edge-sampling clock, the proposed CDR can reduce the power consumption by lowering the hardware complexity. Besides, the proposed stochastic phase detector (SPD) tracks an optimal phase-locking point that maximizes the vertical eye opening. Furthermore, despite residual inter-symbol interference, proposed BRPD for multi-level signal secures vertical eye margin, which is especially vulnerable in the multi-level signal. Besides, the proposed BRPD has a unique lock point with an adaptive DFE, unlike conventional Mueller-Muller PD. A prototype chip fabricated in 40 nm CMOS technology occupies an active area of 0.24 mm2. The proposed PAM-4 RX achieves the bit-error-rate less than 10-11 in 48 Gb/s and the power efficiency of 2.42 pJ/b.본 논문은 고속, 저전력으로 동작하는 유선 수신기의 설계에 대해 설명하고 있다. 구체적으로 말하면, 오프셋 상쇄, 병합된 서머를 사용하는 결정 피드백 등화기 기술, 확률적 보우 레이트 클럭과 데이터 복원기, 그리고 다중 레벨 신호에 적합한 위상 검출기를 제안한다. 첫째로, 적응 오프셋 제거 및 병합된 서머를 사용하는 결정 피드백 등화기를 갖춘 수신기를 제안한다. 제안된 적응 오프셋 제거 엔진은 임의의 데이터 스트림의 샘플링 데이터, 에지 출력을 검사하여 데이터 경로 상의 오프셋을 제거한다. 또한 하프 레이트 구조의 병합된 서머를 사용하는 결정 피드백 등화기는 전력의 사용과 하드웨어의 복잡성을 줄인다. 40 nm CMOS 기술로 제작된 프로토타입 칩은 0.083 mm2 의 면적을 가진다. 적응 오프셋 제거기 덕분에 제안된 수신기는 10-12 미만의 BER을 달성한다. 또한 제안된 수신기는 5GHz에서 27 dB의 로스를 갖는 채널에서 10 Gb/s의 속도에서 18.6 mW를 소비하며 0.068 pJ/b/dB의 FoM을 달성하였다. 두번째로, 보우 레이트 위상 검출기가 있는 40 nm CMOS 수신기가 제안되었다. 수신기에는 두개의 보우 레이트 위상 검출기를 포함한다. 하나는 확률론적 기법을 사용하는 보우 레이트 위상 검출기이다. 보우 레이트 클럭 데이터 복원기의 장점 덕분에 에지 샘플링 클럭을 사용하지 않음으로서 파워의 소모와 하드웨어의 복잡성을 줄였다. 또한 확률적 위상 검출기는 수직 아이 오프닝을 최대화하는 최적의 위상 지점을 찾을 수 있었다. 다른 위상 검출기는 다중 레벨 신호에 적합한 방식이다. 심볼 간 간섭이 다중 레벨 신호에 매우 취약한 문제가 있더라도 제안된 다중 레벨 신호용 보우 레이트 위상 검출기는 수직 아이 마진을 확보한다. 게다가 제안된 보우 레이트 위상 검출기는 기존의 뮬러-뮐러 위상 검출기와 달리 적응형 결정 피드백 등화기가 있더라도 유일한 락 지점을 갖는다. 프로토타입 칩은 0.24mm2의 면적을 가진다. 제안된 PAM-4 수신기는 48 Gb/s의 속도에서 10-11 미만의 BER을 가지고, 2.42 pJ/b의 FoM을 가진다.CHAPTER 1 INTRODUCTION 1 1.1 MOTIVATION 1 1.2 THESIS ORGANIZATION 5 CHAPTER 2 BACKGROUNDS 6 2.1 BASIC ARCHITECTURE IN SERIAL LINK 6 2.1.1 SERIAL COMMUNICATION 6 2.1.2 CLOCK AND DATA RECOVERY 8 2.1.3 MULTI-LEVEL PULSE-AMPLITUDE MODULATION 10 2.2 EQUALIZER 12 2.2.1 EQUALIZER OVERVIEW 12 2.2.2 DECISION-FEEDBACK EQUALIZER 15 2.2.3 ADAPTIVE EQUALIZER 18 2.3 CLOCK RECOVERY 21 2.3.1 2X OVERSAMPLING PD ALEXANDER PD 22 2.3.2 BAUD-RATE PD MUELLER MULLER PD 25 CHAPTER 3 AN ADAPTIVE OFFSET CANCELLATION SCHEME AND SHARED SUMMER ADAPTIVE DFE 28 3.1 OVERVIEW 28 3.2 AN ADAPTIVE OFFSET CANCELLATION SCHEME AND SHARED-SUMMER ADAPTIVE DFE FOR LOW POWER RECEIVER 31 3.3 SHARED SUMMER DFE 37 3.4 RECEIVER IMPLEMENTATION 42 3.5 MEASUREMENT RESULTS 45 CHAPTER 4 PAM-4 BAUD-RATE DIGITAL CDR 51 4.1 OVERVIEW 51 4.2 OVERALL ARCHITECTURE 53 4.2.1 PROPOSED BAUD-RATE CDR ARCHITECTURE 53 4.2.2 PROPOSED ANALOG FRONT-END STRUCTURE 59 4.3 STOCHASTIC PHASE DETECTION PAM-4 CDR 64 4.3.1 PROPOSED STOCHASTIC PHASE DETECTION 64 4.3.2 COMPARISON OF THE STOCHASTIC PD WITH SS-MMPD 70 4.4 PHASE DETECTION FOR MULTI-LEVEL SIGNALING 73 4.4.1 PROPOSED BAUD-RATE PHASE DETECTOR FOR MULTI-LEVEL SIGNAL 73 4.4.2 DATA LEVEL AND DFE COEFFICIENT ADAPTATION 79 4.4.3 PROPOSED PHASE DETECTOR 84 4.5 MEASUREMENT RESULT 88 4.5.1 MEASUREMENT OF THE PROPOSED STOCHASTIC BAUD-RATE PHASE DETECTION 94 4.5.2 MEASUREMENT OF THE PROPOSED BAUD-RATE PHASE DETECTION FOR MULTI-LEVEL SIGNAL 97 CHAPTER 5 CONCLUSION 103 BIBLIOGRAPHY 105 초 록 109박

다파장 관측 자료를 이용한 다양한 환경에서의 은하 진화 연구

학위논문 (박사)-- 서울대학교 대학원 자연과학대학 물리·천문학부, 2017. 8. 이명균.은하의 형태와 물리적인 특성들은 은하가 속한 환경에 따라 달라진다. 그러므로 은 하의 진화를 이해하기 위해서는 은하에 작용하는 환경 효과에 대한 이해가 동반되어야 한다. 본 학위논문은 다양한 환경에 위치하는 은하들의 다파장(0.2 − 25 μm) 특성과 환경 효과에 대한 네 편의 연구들로 구성되어 있다. 2장에서 우리는 SDSS와 WISE 자료를 이용한 Abell 2199 초은하단에 관한 연구 결과를 이야기한다. Abell 2199 초은하단은 여러 은하단과 은하군이 모여있는, 가까운 우주(z ∼ 0.03)에서 가장 무거운 은하 구조이다. 우리는 Abell 2199 초은하단에 소속된 은하들의 중적외선(MIR) 색지수-광도 분포로부터, 은하의 중간 진화 단계에 해당하 는 MIR Green Valley(MGV)를 정의하였다. MGV에 있는 은하들은 가시광 색등급 도에서는 Red Sequence에 위치한다. MGV 은하들은 Red Sequence에 함께 위치하는 MIR Blue 은하들과 비슷한 Dn4000과 별형성률(Star Formation Rates)를 갖는다. 항 성 종족 모형(stellar population model)이 예측하는 MGV 은하에 속한 별들의 평균 나이는 10−100억년으로, MIR Blue 은하들(> 100억년)보다 상대적으로 젊다. 이러한 결과들은 은하가 별형성 활동이 거의 완전히 멈춘 뒤에 MGV로 진입하며, MGV에서 수십억년의 시간을 보낸 뒤에 MIR Blue 은하로 진화한다는 것을 말해준다. 은하의 형 태를 살펴보았을 때, MGV에는 조기형 은하와 만기형 은하가 비슷한 비율로 존재한다. MGV 조기형 은하는 MGV 만기형 은하보다 고밀도 환경(은하단/은하군의 중심부)에 집중되어 있다. 이는 은하단과 은하군 중심부 환경이 MGV 만기형 은하에서 MIR 조기 형 은하로의 형태 변화에 영향을 주었음을 의미하는 관측적인 증거이다. MGV 만기형 은하가 매우 낮은 별형성 활동을 보임에도 불구하고 그 형태를 유지하고 있다는 것은 MGV 만기형 은하의 별형성률 변화에 미치는 환경 효과가 긴 시간에 걸쳐 천천히 작용 했다는 것을 말해준다. 그러므로 MGV 만기형 은하를 형성하는데 기여한 환경 효과는 Strangulation 혹은 Starvation일 가능성이 높다. 반면, MGV 만기형 은하에서 MGV 조기형 은하로의 형태 변화는 은하단/은하군 중심부에서 빈번히 일어나는 은하 병합 (merging) 및 조석 상호작용(tidal interaction)에 의한 것으로 보인다. 우리는 3장에서 밀집은하군(Compact Groups of Galaxies)에서 일어나는 은하 진 화에 대한 연구를 이야기한다. 밀집은하군은 약 100 kpc 이하의 좁은 공간에 3−10개의 은하들이 밀집해 있으며, 은하 간의 상호작용이 매우 활발한 환경이다. 우리는 Sohn et al. (2016)이 만든 밀집은하군 목록과 WISE 자료를 이용하여 밀집은하군에 속한 은하들의 MIR 특성들을 살펴보았다. 밀집은하군 은하들의 중적외선 [3.4] − [12] 색지 수는 은하단 은하들에 비해 평균적으로 작다. 이 결과는 밀집은하군에 위치한 은하들의 평균 별 나이(mean stellar age)가 좀 더 많다는 것을 의미한다. 또한, 밀집은하군은 은하단에 비해 낮은 MGV 은하 비율을 보인다. 이러한 작은 MGV 은하 비율은 저밀도 환경에 위치한 밀집은하군과 고밀도 환경에 위치한 밀집은하군 모두에서 발견된다. 이 는 밀집은하군에서 은하 진화가 빠르게 진행되었음을 의미한다. 고밀도 환경에 위치한 밀집은하군은 저밀도 환경에 위치한 밀집은하군보다 높은 비율의 조기형 은하들과 작 은 MIR 색지수를 갖는 은하들로 이루어져있다. 이는 밀집은하군이 주변 환경으로부터 멤버 은하를 새롭게 공급받는다는 것을 말해주는 관측적 증거이다. 우리는 이 연구를 통해 밀집은하군이 다른 은하 환경보다 은하 진화가 빠르게 진행되는 환경이며, 무거운 타원은하 형성에 크게 기여하는 환경임을 밝혀냈다. 4장에서는 Gemini-North 망원경의 GMOS IFU를 이용한 E+A 은하 연구 결과를 이야기한다. E+A 은하 스펙트럼에서 보이는 강한 발머흡수선(Hγ, Hδ, Hβ)은 젊은 A 형 별들의 존재를 의미한다. 하지만 젊은 별들이 주로 분포하는 은하들과는 달리, E+A 은하에서는 Hα와 같은 방출선이 거의 보이지 않는다. 이러한 스펙트럼의 특성은 E+A 은하가 10억년 전 쯤에 강한 별폭발을 겪었지만, 어떠한 이유 때문에 현재는 별형성 활동이 거의 멈춘 상태임을 말해준다. 그러므로 E+A 은하는 Post-Starburst 은하이며, 은하 진화의 중간 단계에 있는 대표적인 은하 종족으로 추정된다. E+A 은하의 젊은 A형 별들의 공간 분포는 별폭발 현상이 일어나는 영역에 대한 정보를 직접적으로 보 여준다. 기존의 수치실험에서는 은하 병합 시 가스가 은하 중심부로 모여들고, 은하 중심부로부터 반경 1 kpc 이내의 영역에서 강한 별폭발이 생긴다고 예측한다. 그러나 가까운(0.03 < z < 0.05) 다섯개의 E+A 은하들에 대한 우리의 관측 결과는 다섯 은하 모두에서 A형 별들이 1 kpc 영역 바깥까지 넓게 분포하고 있음을 보여준다. 우리는 A형 별들의 은하 집중도(central concentration)와 별폭발 세기 사이의 상관관계를 발견 하였다. 이 결과는 A형 별들의 공간 분포가 E+A 은하가 과거에 겪은 별폭발의 특성에 따라 다르게 나타날 수 있음을 말해준다. 마지막으로 우리는 5장에서 나선은하의 막대 구조와 활동성 은하핵(Active Galactic Nuclei, AGN) 간의 관계에 대한 연구 결과를 이야기한다. 이 연구에서는 약 9천개의 나선은하들과 Lee et al. (2012a)의 분류 결과를 이용하였다. AGN를 보유한 은하들은 그렇지 않은 은하들에 비해 2.5배 높은 확률로 막대 구조를 가지고 있으며, AGN 비 율도 막대를 가지지 않은 은하보다 막대은하에서 높게 나타난다. 그러나 은하의 u − r 색지수와 별질량(stellar mass)를 고정하고 비교했을 때는 앞의 결과가 발견되지 않는 다. 또한, AGN의 활동 세기를 의미하는 Eddington ratio를 비교한 결과 막대은하와 막대가 없는 은하 사이의 큰 차이를 발견하지 못하였다. 이 결과들은 AGN 활동이 막 대가 있는 경우에도 강하게 나타나지 않으며, 막대에 의해서 AGN의 세기가 증가되지 않음을 보여준다.The role of environment in galaxy evolution is an important issue in recent astronomy. In order to better understand how environment affects galaxy transition from star-forming galaxies to quiescent galaxies, we conduct several studies using multi-wavelength data, from near-ultraviolet to mid-infrared (MIR), of nearby galaxies in various environments. First, using the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) data, we study the MIR properties of the galaxies in the A2199 supercluster at z = 0.03 to understand the star formation activity of galaxy groups and clusters in the supercluster environment. We classify the supercluster galaxies into three classes in the MIR color- luminosity diagram: MIR blue cloud (massive, quiescent and mostly early-type), MIR star-forming sequence (mostly late-type), and MIR green valley galaxies. These MIR green valley galaxies are distinguishable from the optical green valley galaxies, in the sense that they belong to the optical red sequence. We find that the fraction of each MIR class does not depend on virial mass of each group/cluster. We compare the cumulative distributions of surface galaxy number density and cluster/group-centric distance for the three MIR classes. MIR green valley galaxies show the distribution between MIR blue cloud and MIR star-forming sequence galaxies. However, if we fix galaxy morphology, early- and late-type MIR green valley galaxies show different distributions. Our results suggest a possible evolutionary scenario of these galaxies: 1) Late-type MIR star-forming sequence galaxies → 2) Late-type MIR green valley galaxies → 3) Early-type MIR green valley galaxies → 4) Early-type MIR blue cloud galaxies. In this sequence, star formation of galaxies is quenched before the galaxies enter the MIR green valley, and then morphological transformation occurs in the MIR green valley. Second, we study the MIR properties of galaxies in compact groups and their environmental dependence. We find that the MIR [3.4] − [12] colors of compact group early-type galaxies are on average bluer than those of cluster early-type galaxies. When compact groups have both early- and late-type member galaxies, the MIR colors of the late-type members in those compact groups are bluer than the MIR colors of cluster late-type galaxies. As compact groups are located in denser regions, they tend to have larger early-type galaxy fractions and bluer mean MIR colors of member galaxies. These trends are also seen for neighboring galaxies around compact groups. However, compact group member galaxies always have larger early-type galaxy fractions and bluer MIR colors than their neighboring galaxies. Our findings suggest that the properties of compact group galaxies depend on both internal and external environments of compact groups, and that galaxy evolution is faster in compact groups than in the central regions of clusters. Furthermore, our findings suggest that there is a connection between compact group members and their neighboring galaxies, and that neighboring galaxies are sources of compact group members. Third, we present the two-dimensional distribution of stellar population in five E+A galaxies (0.03 kpc scales. In contrast, Pracy et al. (2013) found a central concentration of A-stars and strong negative Balmer absorption line gradients within 1 kpc scales for local (z < 0.04) E+A galaxies. They claimed that previous studies failed to detect the central concentration because the E+A galaxies samples in previous studies are too far (z ∼ 0.1) to resolve the central kpc scales. To check Pracy et al.s argument and the expectation from simulations, we selected five E+A galaxies at 0.03 < z < 0.05. Thanks to good seeing (∼ 0.′′8 ≃ 0.7 kpc) of our observations, we are able to resolve the central 1 kpc region of our targets. We find that all five galaxies have negative Balmer line gradients, but that three galaxies have flatter gradients than those reported in Pracy et al. We discuss the results in relation with galaxy merger history. Finally, we investigate the connection between the presence of bars and AGN activity, using a volume-limited sample of ∼9,000 late-type galaxies with axis ratio b/a > 0.6 and Mr < −19.5 at low redshift (0.02 ≤ z ≲ 0.055), selected from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7. We find that the bar fraction in AGN-host galaxies (42.6%) is ∼2.5 times higher than in non-AGN galaxies (15.6%), and that the AGN fraction is a factor of two higher in strong-barred galaxies (34.5%) than in non-barred galaxies (15.0%). However, these trends are simply caused by the fact that AGN-host galaxies are on average more massive and redder than non-AGN galaxies because the fraction of strong-barred galaxies (fSB) increases with u − r color and stellar velocity dispersion. When u − r color and velocity dispersion (or stellar mass) are fixed, both the excess of fSB in AGN-host galaxies and the enhanced AGN fraction in strong-barred galaxies disappears. Among AGN-host galaxies we find no strong difference of the Eddington ratio distributions between barred and non-barred systems. These results indicate that AGN activity is not dominated by the presence of bars, and that AGN power is not enhanced by bars. In conclusion we do not find a clear evidence that bars trigger AGN activity.1 Introduction 1 1.1 Environmental Effects on Galaxy Evolution 1 1.2 Why Do We Need Multi-Wavelength Data? 4 1.3 A Nearby Supercluster of Galaxies, the A2199 Supercluster 6 1.4 The Densest Environment, Compact Groups of Galaxies 8 1.5 Galaxies in Transition, E+A Galaxies 12 1.6 Properties of Barred Galaxies and Environment 15 1.7 Purpose of this Thesis 18 2 Galaxy Evolution in the MIR Green Valley: A Case of the A2199 Supercluster 21 2.1 Introduction 21 2.2 Data 24 2.3 Galaxy Groups and Clusters in the A2199 Supercluster 25 2.4 Integrated SFRs of Galaxy Systems in the A2199 Supercluster 30 2.5 MIR Properties of Galaxies in Galaxy Systems of the A2199 Supercluster 33 2.5.1 Galaxy Classification in the MIR Color-Luminosity Diagram 33 2.5.2 Galaxies in Groups/Clusters and their MIR Classes 41 2.5.3 Environmental Dependence based on Σ5 and R/R200 44 2.6 Discussion 50 2.6.1 Star Formation Activity of Galaxy Systems and their Dependence on Virial Mass 50 2.6.2 Morphology Dependence of the Galaxies in the MIR Green Valley 53 2.7 Summary and Conclusions 58 3 A WISE MIR View on the Highway for Galaxy Evolution in Compact Groups 61 3.1 Introduction 61 3.2 Data 66 3.3 Results 69 3.3.1 Galaxy Color Distributions 69 3.3.2 MIR Color-Luminosity Diagram 77 3.3.3 Environments of Compact Group Galaxies 80 3.4 Discussion 93 3.4.1 Fast Galaxy Evolution in Compact Groups 93 3.4.2 Relation between Compact Group Member Galaxies and Neighboring Galaxies 99 3.4.3 Hydrodynamic Interactions in Compact Groups 101 3.5 Summary and Conclusions 103 4 A GMOS-IFU Spectroscopy of E+A Galaxies: On the Spatial Distribution of Young Stellar Population 107 4.1 Introduction 107 4.2 Observations and Data Reduction 110 4.2.1 TargetSelection 110 4.2.2 Observations 112 4.2.3 DataReduction 114 4.3 Spatial Distribution of the E+A Signatures 115 4.3.1 2D Image Construction from the 3D Datacube 115 4.3.2 Comparison with Pracy et al. (2013)s E+A Sample 120 4.4 Discussion 125 4.5 Summary and Conclusions 129 5 Do Bars Trigger AGN Activity? 131 5.1 Introduction 131 5.2 Data and Methods 134 5.2.1 SDSS Galaxy Sample 134 5.2.2 Classification of Spectral Types 136 5.3 Results 138 5.3.1 Dependence of Bar Fraction on AGN Activity 139 5.3.2 Dependence of AGN Fraction on Bar Presence 145 5.3.3 Comparison of Eddington Ratio between Barred and Non-barred AGN-host Galaxies 151 5.4 Discussion 156 5.4.1 Do AGNs Favor Barred Galaxies? 156 5.4.2 Dependence on the MBH−σ Relation 157 5.4.3 What Triggers AGNs? 160 5.5 Summary and Conclusions 163 6 Summary and Conclusions 165 Bibliography 169 요약 195Docto

한국어 연상어 사전 구축을 위한 시험적 연구

The aim of this paper is to find a methodology for building a Korean associative thesaurus. Associative words are believed to be a vocabulary which frequently co-occurs on a account of their meaning adjacency. Associative words belong to unconscious implicit human memory. Therefore for identifying the substantiality of associative words, it is said to be more efficient to collect them by corpus based approach which can catch frequently co-occurring words rather than to collect them by questionnaire which asks conscious reflection. On this point of view, this paper attempts to extract associative words from adjacent words to a target word in the corpus. It shows that 75% of associative words collected by questionnaire appear in the adjacent word list, which is made by extracting left and right three words adjacent to a target word. This method also catches associative words extensively, which are not included by questionnaire. It means that corpus based approach to Korean associative thesaurus can be more efficient and more economical. A underlying methodology for building a Korean associative thesaurus is established

은하의 물리적인 특성과 환경적 요인이 만기형 은하의 막대구조에 미치는 영향

Thesis(masters) --서울대학교 대학원 :물리·천문학부(천문학전공),2010.2.Maste