instrumentación, calibración y simulación de detectores de superficie del observatorio detectores...

InstrumentaciInstrumentación, Calibración y ón, Calibración y Simulación deSimulación de

Detectores de Superficie del Detectores de Superficie del Observatorio Observatorio

Pierre AugerPierre AugerCarla Brenda Bonifazi

Director: Dr. Alberto Etchegoyen

Director Asistente: Dr. Sergio Sciutto Diciembre 2004

Espectro de Rayos Cósmicos

Instrumentación, Calibración y Simulación de Detectores de Instrumentación, Calibración y Simulación de Detectores de Superficie del Observatorio Pierre AugerSuperficie del Observatorio Pierre Auger

Carla Brenda Bonifazi – Diciembre 2004 – 2 Carla Brenda Bonifazi – Diciembre 2004 – 2

Auger

“Misma ley para todo el espectro”

~ E2,7

Espectro de Rayos Cósmicos



Auger

RODILLA

TOBILLO

GZK – cut off



GZK – cut off

Los Rayos Cósmicos de alta energía interactúan con la radiación de fondo (caracterizada por su espectro de cuerpo negro de 2,7 K)

Degradación de la energía del Rayo Cósmico

Energía threshold para un Rayo Cósmico que viaja ~100 Mpc de 6 x 1019 eV



AGASA Y HiRes

AGASA:

Area total de 100 km². Formado por 111 centelladores de 2,2 m² con 27 contadores de muones Funcionamiento 1990 a 2002 (exposición total de 670 km² sr año) Reportó 11 eventos de alta energía – 2 x 1020 eV

HiRes:

Telescopios de Fluorescencia (Fly’s Eyes) Adquisición en modo monocular (600 km² sr año) o estéreo (170 km² sr año) Detección del evento más energético – 3,2 x 1020 eV Actualmente en funcionamiento



AGASA Y HiRes

Discrepancias entre sus resultados:

28 th ICRC Proceedings 3, 381-384, JAPAN (2003)

AGASA: No GZK cut-off

HiRes: Existencia de GZK cut-off



Necesidad de un nuevo experimento:

OBSERVATORIO PIERRE AUGERObjetivos:

Estudio del espectro de Rayos Cósmicos con energía superior a 1018 eV

Estudio de la distribución de la dirección de arribo para tales energías

Identificación de la composición química del primario

Con estos datos será posible discernir sobre:

Origen de los Rayos Cósmicos

Posibles fuentes de aceleración

Distribución en el Universo de las posibles fuentes

Campos magnéticos entre las fuentes y la Tierra



OBSERVATORIO PIERRE AUGER

Construcción de dos Observatorios:

Hemisferio Sur: Malargüe – Mendoza – Argentina (en construcción)

Hemisferio Norte: Utah o Colorado (Junio 2005)

Sistema de detección Híbrida:

Detectores de Superficie (1600)

Detectores de Fluorescencia (24)

Área total: 3000 km² cada observatorio



Observatorio Sur



Si estuviera en Buenos Aires...



HOY

Los Leones

Coihueco

Los Morados



Telescopio de Fuorescencia

Detectores Čerenkov

1,5km

Pixeles Iluminados

Plano de detección

de la lluvia

Eje de la lluvia

Core

Detectores de Fluorescencia

Mide la emisión de la luz de fluorescencia del nitrógeno atmosférico. Da información del Perfil Longitudinal



Detector de Fluorescencia



Telescopio de Fuorescencia

Detectores Čerenkov

1,5km

Pixeles Iluminados

Plano de detección

de la lluvia

Eje de la lluvia

Core

Detectores de Fluorescencia

Mide la emisión de la luz de fluorescencia del nitrógeno atmosférico. Da información del Perfil Longitudinal

Detectores de Superficie

Detecta las partículas de la cascada que llegan a la tierra (muones, electrones y fotones). Da información del Perfil Lateral



Detector de Superficie

PMT

Tanque de

Plástico

Bolsa de Tyvek Agua Pura

Panel Solar

Antena de Comms

Antena de GPS

Caja de Baterias

Electrónica



Etapas de la Construcción del Observatorio

Arreglo de Ingeniería (EA) formado por:

32 detectores de superficie

2 detectores de fluorescencia

Pre-producción:

100 detectores de superfice


Producción



Etapas de la Construcción del Observatorio

Arreglo de Ingeniería (EA) formado por:

32 detectores de superficie


Pre-producción:

100 detectores de superfice


Producción

Modificaciones

Procedimientos

Control

Validación

Arreglo de Ingeniería

Agua Ultra Pura: Producción y Control de Calidad

Calibración de los Detectores de Superficie

Validación del funcionamiento del Detector de Superficie

Simulación del Detector de Superficie



Agua Ultra Pura

Producción de Agua

Sistema de Pre- tratamiento

Dureza < 2 ppm

Conductividad 1560 S/cm

Sistema de Osmosis Inversa

Resistividad ~ 0,125 MΩ/cm

Bacteria < 50 NMP/ 100 ml

Sistema de Electrodeionización

Resistividad > 15 MΩ/cm

TOC < 10 ppm

Almacenamiento

Tanque con sistema de recirculación con . resinas de intercambio mixto . (Resistividad > 15 MΩ/cm)

Transporte de Agua

Tanques de transporte con sistema de llenado y vaciado de calidad sanitaria.Resistividad > 9 MΩ/cm

Technical Design Report, SD (2004)

NIM A523, 50-95 (2004)



Bacterias en los primeros detectores del EA

ABRIL / 01

FEBRERO / 00

FEBRERO / 01

Tiempo de Decaimiento 250 días

Bacteria Serratia



Evolución en la Calidad del Agua



Calibración de los Detector de Superficie

VEM

Solución Trivial:

Utilización de dos centelladores externos como Telescopio de Muones

Nueva Idea:

Utilización de los muones de fondo a partir de la adquición en coincidencia 3-fold.

VEM = Vertical Equivalent Muon

Señal producida por muones que atraviezan el detector en forma vertical y central



Calibración utilizando coincidencia 3-fold

TANGO ARRAY

DET #1

DET #2

DET #3

DET #4

NIM A516, 414-424 (2004)NIM A516, 425-435 (2004)




e± / Señal ~ E Señal ~ Traza

HUMP




Clipping Corners

(CC)

Muones Verticales

Muones Inclinados

CC

Flujo de muones = cos2




Flujo de muones = cos2



Electrónica y Sistema de Disparo

Niveles de Disparo

ÁNODO

DÍNODO

~32

FADC

PMT+base FE board

FILTRO FADC

FILTRO

TRIGGER

Calibración

T1Threshold (1,75 VEM)

TOT

Threshold (3,2 VEM)

TOTT2

LSLS

SOFTWARESOFTWARECDACDASS

T4 3TOT Compacto + 4C1 FísicaT3

Más de 3 detectores con T2



Threshold

1 bin en coincidencia 3-fold sobre un cierto umbral 1,75 para el T1 3,2 para el T2

3,2

1,75

0,2

TOT (Time Over Threshold)

13 bins o mas en coincidencia 2-fold sobre un umbral de 0,2 VEM en una ventana de tiempo de 120 bins (3 s)



Electrónica y Sistema de Disparo

Niveles de Disparo

ÁNODO

DÍNODO

~32

FADC

PMT+base FE board

FILTRO FADC

FILTRO

TRIGGER

Calibración

T1Threshold (1,75 VEM)

TOT

Threshold (3,2 VEM)

TOTT2

LSLS

SOFTWARESOFTWARECDACDASS

T4 3TOT Compacto + 4C1 FísicaT3

Más de 3 detectores con T2

Método de Calibración

Gain Matching: Ajuste de ganancias de los 3 PMTs. Se obtiene la calibración de los detectores.

Online Calibration: Estimación de los parámetros del VEMLS para cada fotomultiplicador. Utilizada para el

disparo de los detectores (determinación de T1 y T2)

3-fold Histograms: Adquisición de histogramas en coincidencia 3-fold para determinar el valor del VEM

EA: Adquisición VEMLS y conversión al VEMH

PP: Adquisición VEMH



GAP-2002-028

NIM A523, 50-95 (2004)



Ajuste de Ganancias (GOCALIB)

Determinación de la línea de base

De Laura se sabe: 2,8 VEMpk en 1-fold es 100 Hz

Se selecciona el valor del VEM deseado (50 cuentas de FADC)

y se ajusta el voltaje de cada fotomultiplicador para obtener una

tasa de contaje de 100 Hz para un umbral de 2,8 veces el valor

del VEM deseado más la línea de base

Los PMTs quedan ajustados en ganacia y además calibrados

con un error < 5%

(fluctuaciones entre detectores y fluctuaciones atmosféricas)



Cuentas de FADC

Cu

enta

s

~ 50 cuentas de FADC

PMT 1

PMT 2

PMT 3

Ajuste de Ganancias










.



Calibración en Línea

Idea: Determinación del valor del VEMpk a partir del ajuste

de la tasa de contaje sin modificación del alto voltaje.

Utilización de los eventos que pasan T1

Se determina de la línea de base

Se determina el valor del VEMpk pidiendo una tasa de

contaje de 70 Hz con un umbral de 2,5 VEMpk

Ajuste del VEMpk

LS

LS

LS

LS



Verificación de la Calibración en línea

Se cambió el voltaje de uno de los PMTs y se corrió el algoritmo de Calibración en línea

Luego del algoritmo de Calibración en línea



Impacto sobre el T2

Rates fluctuation

10 – 30 Hz

All Stations

Rates ~ 21 HzT

asa

de c

onta

je T

2 (H

z)



1,75

Área = 1,75

Determinación del VEMq

Cada vez que un pulso tiene una amplitud de 1,75 VEMpk se

asume que tiene una carga de 1,75 VEMq

Se calcula la integral haciendo la suma de los 25 intervalos de

tiempo a partir del 250. Este valor se compara con el valor

anterior y se suma o resta 1 dependiendo la relación

Se divide por 1,75 y se obtiene el valor del VEMq

LS

LS

LS

LS

250 275

0 2 4 6 8 10Iteraciones

325

315

305

2951,7

5 V

EM

q










.

.



Relación con el Histogramas en Coincidencia 3-fold

AMPLITUD

CARGA

VEMpk = 1.04 VEMpk ± 0.04LSH

VEMq = 1.04 VEMq ± 0.03LS H

EA: Adquisición del VEMLS y conversión al VEMH

PP: Adquisición del VEMH



Online Calibration: Estimación de los parámetros del VEMLS para

cada fotomultiplicador. Utilizada para el disparo de los detectores (determinación de T1 y T2)






.

.

.Relación entre los histogramas 3-fold y el VEM

CalibraciCalibración ón AbsolutaAbsoluta




PMT 1

SUM

PMT 2

PMT 3

PMT 1 PMT 2

PMT 3 SUM

Valores determinados en LAURA y medidos con Oscilloscopio para EA



Efectos de la Calibración

Efectos de la Temperatura (Electrónica)

Fluctuaciones simultáneas en la determinación del VEM . (estimado y real)

Forma del Pulso, relacionado con los niveles de disparo T1 y T2

Efectos de la Atmósfera (Algoritmo empleado)

Afecta al proceso de calibración en línea y de disparo

Correlación entre la relación del VEM estimado y el real con la . presión



Efectos de la Calibración




Pulso promedio del VEM en el detector LAURA con Osciloscopio

Decay Time = 56 ± 2 ns

Estudio de la mayor cantidad posibles de observables que permitan monitorear los detectores de superficie

Tiempo de decaimiento del pulso promedio de muones

Relación Area/Peak

Tasa de contaje de los distintos niveles de disparo T1 y T2

Parámetros de Calibración

Etc Osciloscopio



Laura determinación del Pulso promedio del VEM a partir de los datos 3-fold

Histograma de Cargas Ajuste del HUMP con una gaussiana Cortes Utilizados:

desde Mean – 1.7 Sigmahasta Mean + 1.0 Sigma

Idea: Obtener a partir de cortes el mismo pulso promedio del VEMdel histograma 3-fold

Chicago Auger Workshop (2002)



Tiempo de Decaimiento: Pulso promedio del VEM: 56 ns ± 2 ns Pulso promedio usando cortes: 57 ns ± 2 ns

Laura determinación del Pulso promedio del VEM a partir de los datos 3-fold



Comparación del Pulso promedio medido con Oscilloscopio y con LS (electrónica Auger)

Tiempo de Decaimiento:Osciloscopio: 57 ns ± 2 nsEstación Local: 55 ns ± 4 ns

Implementación en todo el EA

Simulaciones

Tiempo de muestreo LS = 25 ns



Evolución

Chigua

Neyu Mapu

Pehuenche

2002

2003



Evolución

Carmen

2002

2003

Mapu - Lüfke

Tamara




Primero: Garantizar una buena simulacion del detector Entender el funcionamiento del detector Reproducir los parámetros de la Calibración

AGASIM

SAMPLES

SDSIM

GEANT 4

EASYSIM

FAST

Forma de pulso re-escaleada proporcionalmente a la carga depositada por la partícula según la longitud de traza que esta recorre

DETAILED

Consiste en seguir la propagación de los fotones generados por las partículas en el detector

Objetivo Principal: Simular la respuesta del detector para la reconstrucción de los rayos cósmicos



Fast Mode

Datos Prototipo Tandar

TL ~ Carga

Muones

Electrones

Fotones (Compton o Formación de Pares)

Parametrización Auger

donde: A1 and A2 son amplitudesT1 es el tienpo de decaimientoT2 es el tiempo de crecida



Detailed Mode

Rayos Gama

Producción de Pares

Dispersión Compton

Electrón(es)

Muones y Electrones

Pérdida por Ionización

Emisión de Rayos Delta

Dispersión Múltiple

Bremsstrahlung

Radiación Čerenkov



Detailed Mode



Resultados



Resultados Espectro 3-fold



Resultados

No Muon Decay

No Bremsstrahlung


Carla Brenda Bonifazi – Diciembre 2004 – 56Carla Brenda Bonifazi – Diciembre 2004 – 56

Resultados (Preliminar)

Simulación Experimento

Distribución en tiempo para dos eventos sucesivos

decaying

all particles

electrons

Electrón/VEM

Simulaciones ~ 0.124

Experimentales 0.134 ± 0.004



ConclusionesAgua Ultra Pura: Producción y Control de Calidad

Producción de Agua con resistividad > 15 MΩ-cm

Almacenamiento y transporte preservan su calidad

NMP de bacterias disminuye con el tiempo (bajos índices de . contaminación)

Calidad del Agua monitoriada mediante el estudio del tiempo de . decaimiento del pulso promedio de los muones

Calibración de los Detectores de Superficie

Método basado en el ajuste de ganancias y determinación del . VEM a partir del ajuste de las tasas de contaje

Igual tasa de contaje para los niveles T1 y T2 en todos los . detectores



ConclusionesCalibración de los Detectores de Superficie

Histogramas de coincidencia 3-fold con 150000 eventos para . la determinación del HUMP

Resultados con Laura Capisa

HUMP/VEM para cada PMT 1,01 1,02

HUMP/VEM para la suma PMTs 1,15 1,10

Calibración estable y eficiente. Fluctuaciones bien entendidas


Se desarrolló un método para obtener el pulso promedio del muón . vertical y central a partir del histograma en coincidencia 3-fold

Parámetros encontrados son utilizados para las simulaciones

Validación del funcionamiento del Detector de Superficie Se desarrolló un método para obtener el pulso promedio del muón . vertical y central a partir del histograma en coincidencia 3-fold

Parámetros encontrados son utilizados para las simulaciones

Para los detectores del EA el tiempo de decaimiento varía entre . 53 ± 2 ns para FLAVIA y 78 ± 3 ns para HURON. Valor medio . del tiempo de decaiminto para PP es de 65 ns


Nuevo código de simulaciones capaz de reproducir las características . de los WCD. Todavía en desarrollo

Reproducción de los datos experimentales

Reproducción de la posición del HUMP para el histograma en 3-fold

Listo para la simulación de lluvias

Conclusiones

Laudo Barbosa – Daniel Supanitsky – Pablo Bauleo – Armando Ferrero – Alberto Filevich – Xavier Bertou – Patrick Allison –

Christian Grunfeld – Ingo Allekotte – Tiina Suomijärvi – Isabelle Lhenry-Yvon – Denis Allard – Alexandre Creusot – Bernard Genolini

– Joël Pouthas – Etienne Parizot – Gianni Navarra – Piera Ghia – Hugo Grahmann – Oscar Ruiz – Domingo Simoncelli – Ernesto Fisher – Jorge Vidalle – Roberto De Luca – Malargüe – Ricardo

Perez – Pedro Barraza – Rosa Pacheco – Gualberto Avila – Ruben Squartini – Pitoto – Sanchez – Horacio – Guerra – Mario – Miguel – Roberto Argumedo – Urrutia – Clementina Medina – Diego Melo – Alejandro Tamashiro – Analisa Mariazzi – Mariano Gomez Beriso - Maria Cambón – Nacho García-Mata – Javier Curiale – Karina Beck

– Claudia López – Alejandro Alice – Gaston Giribet – Eugenia Lascano – Julio Rodriguez – Cristian Lantz – Haydée Sanchez –

Juan Carlos Bonifazi – Yesica Bonifazi – Evelyn Bonifazi – Andres Coxe – Alberto Etchegoyen – Sergio Sciutto – Ricardo Piegaia –

Antoine Letessier-Selvon - Ana Machado – Ronald Shellard – Zelia Quadros – Rafael Nóbrega – Rogelio – Luciano Manhaes – Luiz

MUCHAS GRACIAS !

!!CARL

A



TOT (Time Over Threshold)

13 bins o mas en coincidencia 2-fold sobre un umbral de 0,2 VEM en una ventana de tiempo de 120 bins (3 s)

0,2 VEM

> 13 bins



Ensamblado y Emplazamiento de los

DetectoresEnsamblado Recepción de los detectores

Inspección y limpieza de los detectores

Montaje (pasacables, bolsa, etc)

Instalación de los paneles solares y su cableado

Instalación de los PMTs Emplazamiento Selección del sitio para emplazar el detector

Preparación del sitio

Transporte del detector a su posición

Terminar los trabajos sobre el derector

Control del funcionamiento de los PMTs

Llenado del detector con agua ultra pura

Instalación de la electrónica y puesta en funcionamiento



Area/Peak vs Decay Time

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