TRASGOS Y MEIGAS(o sobre el uso de timing RPCs en Astrofísica)
Juan A. GarzónLIP-Coimbra 13 de noviembre de 2008
sobre
p
U
FeBe
Ca
e
He
?
ν
e+
?
p− Li
B
BigBang
Rayos CósmicosInterés para su estudio:
- Dosímetría: Medida y previsión de la dosis depositada en las altas capas de la atmósfera para el control de riesgo de los empleados de lineas aéreas, equipos informáticos, telecomunicaciones...- Estudio de los campos geomagnético terrestre (efecto latitud) e interplanetario: Medida de las variaciones del campo magnético en nuestro entorno a través de los cambios de flujo de los rayos cósmicos- Estudio de la actividad solar: Análisis de la actividad solar a través de las partículas y energía electromagnética emitidas en las fulguraciones solares (SCR: Solar Cosmic Rays o SEP: Solar Energetic Particles) - Posible influencia en el clima terrestre: Análisis de la posible relación de los rayos cósmicos galácticos con variaciones en el circuito eléctrico de la atmósfera terrestre y la formación de nubes- Análisis de los rayos cósmicos primarios: Estudio acerca de su composición, origen y mecanismos de aceleración (GCR: Galactic Cosmic Rays) - UHEANP (Ultra High Energy Atmospheric Nuclear Physics): Análisis de las colisiones nucleares a energía ultrarrelavista que los rayos cósmicos primarios producen en las capas altas de la atmósfera
Variación de la intensidad de la radiación cósmica con la altura. Mediciones realizadas por: (a) Hess (1912); (b) Kolhöster (1913, 1914), (c) Pfotzer (1936); y (d) en uno de los primeros vuelos en cohete.
Rayos Cósmicos: Primera evidencia V. Hess, 1912
Electroscopio de T. Wulf
Rayos cósmicos R. Millikan: Estudio de rayos cósmicos en la alta atmósfera
[R. A. Millikan: Cosmic Rays]
Electroscopio de cuarzo de Neher
Rayos cósmicos:Descubrimiento de la radiación secundaria (R. Millikan)
Intensidad bajo el aguaDetección bajo el agua a diferente altitud
Rayos cósmicos: CascadasExperimentos de B.Rossi y P. Auger
EEM~70MeV R~100m
Rayos cósmicos secundariosCámara de Wilson en el interior de un electroimán de 2.4 T
Rayos cósmicos secundariosFotos tomadas con cámaras de Wilson
γ→e+e-
Descubrimientos en los rayos cósmicos:- Positrón- Meson π- Leptón µ- Partículas extrañas K,Λ..
Desarrollo de una cascada atmosférica (EAS)
Rayos cósmicos: Composición
Rayos cósmicos primarios
[HRebel]
Espectro de rayos cósmicos primarios basado en las medidas en cascadas atmosféricas.
Se muestran las energías equivalentes alcanzadas en el Tevatron y el LHC y las accesibles con los experimentos Kascade y Kascade-Grande, en Karlsruhe (Alemania)
The scatter of points on a plot of the average logarithm of the nuclear mass number of the primary cosmic rays versus energy clearly shows the need for more input from accelerators.
[CCOU02]
Rayos cósmicos primarios: composición media
Rayos cósmicos secundarios
[PDG]
Flujo de rayos cósmicos en función de la profundidad atmosférica (con E>1GeV)
High Atmosphere Sea level
[Linsley&?]
Cascada atmosférica: Distribución temporal en la superficie
Dis
tanc
iaal
cen
tro
Muones
Muones + EM
Rayos cósmicos secundarios: composición media
Lateral distribution Arrival time at different core distances
Npart
Epart
Espectro energético de p y π’s
π’sp
Espectro energético de muones
Intensidad de RCs primarios y secundarios
1part./m2.s
1part./m2.a
1part./km2.a
1part./km2.sigloEnergia
Flujo RC primarios
Distribución radial de RC secundarios
Rodilla
+ −
Efecto Este-Oeste para partículas cargadas Efecto latitud para partículas con diferente rigidmagnética (en gauss.cm)
Rayos cósmicos:Algunos efectos magnéticos
Campo geomagnético terrestre
Lineas de campo magnético constante de la Tierra modelado para el Año Internacional de Referencia Geofísica en 1980. El modelo que produce el mapa mostrado se basa en un ajuste de los datos experimentales a una teoría que supone que el campo está generado por una dinamo autoexcitada en el que un campo electromagnético generado por el movimiento de un conductor (hierro fundido) en un campo magnético produce una corriente, orientada de tal forma, que produce el campo excitador
campo
Estudio histórico que muestra la intensidad del campo magnético de la Tierra a lo largo del tiempo y que muestra que ha estado decreciendo a un ritmo de 0.05% al año en el ecuador
Lineas de C. Magnético constante Variación de la intensidadcon el tiempo
Estructura de una cascada atmosférica (EAS)
Cascadas atmosférias generadas por un fotón, un protón y un núcleo de Fe
γ p Fe
Fluctuaciones en una cascada atmosférica (EAS)
[HRebel]
Simulación de 50 cascadas atmosféricas inducidas por un protón de 1 PeV y con incidencia vertical.
Una causa muy importante de la gran fluctuación de resultados es la profundidad atmosférica de la primera interacción
Sea levelHigh Atmosphere
Cascadas atmosféricas: Análisis
[HRebel]
Resultado del análisis de datos en el experimento Kascade basados en diferentes MonteCarlos y comparación con otros experimentos
Los datos de diferentes experimentos son difíciles de comparar entre sí:- Diversos montajes experimentales- Diversa altitud (cascadas con diferente perfil)- Diversos algoritmos de reconstrucción y análisis
[HRebel]
Desarrollo de una cascada atmosférica (EAS)
Espesor de plomo (cm)
Num. Electrones
Perfil de cascadas inducidas por electrones de 1.1 y 3 GeV)
Medida de cascadas atmosféricas (EAS)
[HRebel]
Ejemplo del frente de una cascada atmosférica en el experimento Kascade
Datos de interés:Dirección de origenPartícula inicialEnergía
Caracterización de cascadas atmosféricas:
Observable: Método de medidaDirección de origen : Angulo del frente de la cascada
Partícula inicial Composición de la cascada (Relación: e/µ)Perfil lateral de la cascada
Energía: Luz de fluorescencia(*)Luz CherenkovDensidad de partículas a una cierta distancia
del eje (600m-Agasa, 1000m-Auger)Multiplicidad y relación e/µMultplicidad de µ’s
(*) La medida de luz de fluorescencia es casi exacta. En el resto de los casos las medidasse apoyan en M. MonteCarlo para estimar las propiedades de la partícula inicial
Algunos experimentos yTécnicas
ExperimentoExperimento Prof. Atmosf.Prof. Atmosf.(Altura)(Altura) DetectorDetector Observable.Observable. EE Variables analizadas / ComentariosVariables analizadas / Comentarios
TIBET ASγArgo-JBY 606 g/cm2 Scintillator A.
RPCsNe
Nch., µ-multipl.
E>100GeV1011-1016eV
Alta granularidad espacio-temporal: Prop. de la avalancha, sucesos multicore, dist. lateral
de EAS, estruct. multifractal del core
L3-CosmicsCosmo-ALEPH 1000 g/cm2 Det. Muones Ne,Nµ
Multi-muones
BASJE/ Chacaltaya(Bolivia)
530 g/cm2
(5200m)Scintillator A.
X-EmulsionChNe
Hadrones
PAMIR(Tadjikistan)
594 g/cm2
(4400m) X-EmulsionCh Ne
Hadrones
KASCADE
KASCADE-Grande
1020 g/cm2
Scintillator AHadronCalLST-MWPCLST-UndergScintillator A.
Ne,Nµ
Nhad,Ehad
Nµ,ρµ
µ(t, tracking)Nch.
+LST (Limited Streamer Tubes)
CASAMiA
BLANCADICE
870 g/cm2
Scintillator A.Underg.
CherenkovRICH Telesc.
Ne,Nµ
µCh.light XmaxCh.light Xmax
HEGRA
CLUE
790 g/cm2
250 Scintil. A.17 µ-towers
49PMT8Cher-MWPC
Ne,Nµ
Xmax,Track.Ch.light
UV-Ch.light
AkenoAGASA
(Akeno Giantic Air Shower Array)
920 g/cm2 111 Scintill.A.27 µ-counter
Cherenkov A.
Ne,Nµ
Cher. light
7 suc. E>1020eV [hasta: Takeda, 1998]
Algunos Experimentos y Técnicas
ExperimentoExperimento Prof. Atmosf.Prof. Atmosf.(Altura)(Altura) DetectorDetector Observable.Observable. EE Variables analizadas / ComentariosVariables analizadas / Comentarios
HAVERAH PARK
GREX/COVER-PLAST
29Water-Cher.
36 Scintil+RPC-Stack
Nch.
t, τ-risetimePart. tracking
4 suc. E>1020eV [Lawrence, 1991]
Volcano Ranch(Albuquerque/NM)
3 FluorDet(x14PMT)
Scintill A.Air Fluores. 1 suc. E>1020eV [Linsley, 1962]
Fly’s Eye 1&2
HiRes 1&2(Utah)
2x67FluoDet(x12-14PMT)2x22FluoDet(x256PMT)
Air Fluores. 1 suc. E=3.21020eV [Linsley, 1962]
Pierre Auger(Argentina)
1600 Cher.(11,300l-H20)
4 FluoDet
Nch
Fluor. light
Algunos Experimentos y Técnicas
Principales técnicas:- Detección de luz de fluorescencia o R. Cherenkov- Detección de partículas cargadas- Detección de neutrones (para bajas energías)
MILAGROExperimento para la detección de EAS producidas por
Gammas mediante la radiación Cherenkov producida entanques de agua
abbozzo delle differenti tipologie di eventi da neutrino analizzate: muoni verso l’alto, muoni verso l’alto semi contenuti (anche denominato Internal Upgoing muons, IU), muoni verso l’alto che vengono fermati dal rivelatore (UGS), muoni verso il basso interni (ID).
GRAN SASSO: MACRO
MACRO era un rivelatore sotterraneo multiuso di grandi dimensioni destinato alla ricerca di eventi rari nella radiazione cosmica. Fu ottimizzato per cercare i monopoli magnetici supermassivi previsti dalle teorie di Grande Unificazione (GUT) per le interazioni elettromagnetiche e forti. Poteva anche realizzare misure nei campi dell’astrofisica, della fisica nucleare e dei raggi cosmici. Questi campi includono lo studio dei neutrini atmosferici e delle loro oscillazioni, l'astronomia dei neutrini di alta energia, la ricerca indiretta delle WIMPs, la ricerca degli antineutrini elettronici di bassa energia da collassi stellari, lo studio del flusso sotterraneo di muoni di alta energia (che è un modo indiretto di studiare la composizione dei raggi cosmici primari, l'origine e le interazioni), la ricerca di particelle a carica frazionaria e di altre particelle rare che possono esistere nella radiazione cosmica.
La linea continua MACRO è la nostra sensibilità vs la declinazione. I piùgrandi eccessi di eventi corrispondono a GX339-4 ed a Cir X-1. Inoltre abbiamo cercato (con risultati nulli) la coincidenza temporale fra i nostri muoni upgoing con i lampi di raggi gamma dati nei cataloghi BATSE 3B e 4B, dall’aprile del 1991 al dicembre del 2000. Per concludere, inoltre abbiamo cercato un flusso diffuso di neutrini astrofisici per il quale abbiamo stabilito un limite superiore di 1.5x10-14 s-1
Volcano Ranch
EMMA (Experiment with Multi Muon Array)Mina de Pyhäsalmi, Finlandia
Motivación:-Las composición y el origen de los rayos cósmicos en la zona de la rodilla,Procedimiento:-Estudiar a 85m bajo tierra (240mwe) los muones producidos en las cascadas atmosféricas -(umbral de 50GeV)-Analizar la distribución lateral de densidad para determinar la masa y la energía del rayo cósmico primarioDetector:-- Dos tipos de cámaras de muones (recuperadas de DELPHI)- -De 1 plano para medida de multiplicidad
-De 2 planos para determinar el eje de la cascada)
ARGO-YBJ
Measurements of air showers in the energy range E0 = 100 TeV - 1 EeV
KASCADE-Grande= KArlsruhe Shower Core and Array DEtector + Grande
and LOPES
The KASCADE Array
• 252 detectors• 3.2 m2 each• 13 m distant• 200 x 200 m2
• e/γ : liquid, 48 mm• µ : plastic, 30 mm
KASCADE-Grande
DetectorDetector Detected EAS Detected EAS componentcomponent
Sensitive area (m2)Sensitive area (m2)
GrandeGrande Charged particlesCharged particles 37x1037x10
PiccoloPiccolo Charged particlesCharged particles 8x108x10
KASCADE array KASCADE array e/e/γγ Electrons, Electrons, γγ 490490
KASCADE array KASCADE array µµ MuonsMuons((EEµµthth=230 =230 MeVMeV))
622622
MTDMTD MuonsMuons (Tracking) (Tracking) ((EEµµthth=800 =800 MeVMeV))
3x1283x128
MWPCs/LSTsMWPCs/LSTs MuonsMuons((EEµµthth=2.4 =2.4 GeVGeV))
3x1293x129
LOPES 30LOPES 30 RadioRadio
Trigger Plane Muons(Eµth=490 MeV)
208
Calorimeter Hadrons 9x304
The experimental set-up
The strength of KASCADE-Grande is the multi observables information
KASCADE-Grande
The Grande Flash ADC system• Flash-ADC system for the Grande arraywith optical links and a ring buffer system
self triggering (no global trigger)full signal information of the detectors
High precision data from Grande array
KASCADE-Grande
The trigger systemareaTrigger rateNumber of events E>…
KASCADE-Grande : Trigger
trigger efficiency
Trigger (Grande)18 clusters 4/7 coincidence ∼ 5 Hz7/7 coincidence ∼ 0.5 Hz → sent
to all the other components.
Resumen:- Muchos experimentos- Mucho rango de energías- Muchas técnicas diferentes
- Calorimetría (centelleadores, M. Flurescencia..)- Separación EM/muones por absorbentes, subsuelo..- Angulo de incidencia ↔ Frente de la cascada- Poco detector de gas con capacidad de “tracking”
Razones?: - Caros (mucho volumen y mucha electrónica)- Información útil pero no imprescindibleConclusión:- Se limita a experimentos en el subsuelo (G.Sasso) o- Como complemento de otras técnicas (Kascade)- No se aprovechan todas sus capacidades (Argo)
pero…The Times They Are A-Changin’
Los detectores basados en tRPCs (timing Resistive PlateChambers) constituyen una familia muy eficaz para la detección de partículas cargadas de forma eficaz, barata y con unas prestaciones sin competencia:
Resolucion temporal < 100psResolución espacial < ~mm
Aclaración:- Las RPCs son muy fáciles de construir (alumnos de 5º)- Las RPCs son muy difíciles de construir bien
Muy interesante:Sus magníficas prestaciones espacio-temporales, junto a su eficiencia
y precio, las hacen ideales para el rastreo (tracking) de partículascargadas en grandes volumenes con una gran resolución
tRPCs
- Ajuste Chi2 simultaneo de coordenadas y velocidad en todos los planos!- Parámetros libres: T0, V, U0, W0 ,AU y AW- Detector con 4 planos: 4x3 datos y 6 parámetros libres
Rastreo de trazas cargadas con 4 planos de RPCs
Ajuste por mínimo Chi cuadrado:
Mathematica proporciona resultado exacto cuando se introducen valoresExiste solución analítica
Datos (unidades mm y ps. c=0.3):- Número de planos: 4. Configuracion: U W W U- Altura del detector: 120cm (Distancia entre planos: 30cm )- Anchura del detector (longitud de los electrodos): 80cm- Anchura de los electrodos: 50mm (↔ 128 ch) - Resolucion temporal: 200ps
Ajuste por mínimo Chi cuadrado:
Resultados: Matriz de errorT0V
U0AUW0AW
T0V
U0AUW0AW
Errores y correlacionesps
c=0.3mmradmmrad
Error en v: 3%Error en ángulo: 2%
Nuestro grupo de la USC y el LIP-Coimbra colaboran en el desarrollo de un muro de RPCs para el experimento HADES del GSI (Física de Colisiones Nucleares, con alta intensidad de secundarios: >100cm2/s) junto con GSI, IFIC (Valencia):
Tareas:LIP-Coimbra: Construcción Detectores. CoordinaciónlabCAF-USC: Diseño detector, diseño electrónica FEE-DB, SoftwareIFIC: Diseño electrónica FEE-MB, Sistema Baja TensiónGSI: Diseño electrónica FEE-DB, software y Apoyo infraestructura
Los prototipos han mostradoun comportamiento magnífico y el detector está en etapa deconstrucción:
6+1 sectores~ 3000 canales de lectura
RPC de HADES, con 4 TRBs
Prototipo operativo
432 canales
Sistema de lecturaTRB (Tdc Readout Bord)
128ch/TRB4x128 = 512 canales
+ 1 PC
La tarjeta de lectura: TRB (Tdc Readout Board)TRB Features:
➢ 128 channels➢ Single chip computer with 100MBit/s
Ethernet➢ FPGA as board controller➢ DC/DC 48V➢ Buffer Memory
Status: In production➢ The board was fully integrated with HADES DAQ
environment➢ Was used for readout in Nov 2005, May 2006 and
April-May 2007 beam times➢ It is running stably with up to 80kHz LVL1 (for
small events) and 20 kHz LVL2 rate,➢ data rate to 1.2 MB/s
Price ~ 1.5 k€
TRASGOTRAck reconStructinG mOdule
EL TRASGO
EL TRASGO
EL TRASGO
RPCs
900mm
900mm
Canal de ventilación
EL TRASGO
RPCs
Canal de ventilación
EL TRASGO
tRPC de 2 o 4 gaps de 0.30mm- Estanca?- Rellenable?- Estandar? (no problema)
Lectura arriba-abajo en la RPCLectura a ambos lados del electrodo1 o 2 TRBs/Trasgo4, 6 o 8 RPCsLongitud del electrodo: 80cmAnchura electrodo: 2-5cmAutotriggerReconstruccion completa de trazas
900mm
Posible separación e/µ(Con mayor número de planos de lectura y absorbentes dePb o Fe)
-Buena reconstrucción- Buenos ajustes
- En general, peor reconstrucción(mayor MScattering)
- Gran probabilidad de interacción(reconstrucción solo en primeros planos)
-
Fe oPb
µ (E~GeVs) e (E~100 MeVs)
Array de Trasgos
Rayo cósmico primario
Trasgos
EL TRASGO
Diferentes configuracion posibles- Todos los trasgos son autonomos: trigger, tracking, analisis…- Solo uno (trasgo maestro) comunica con el Sistema Central de Adquisicion- Algoritmos de “empalme” de trazas posiblemente en el trasgo maestro
EL TRASGO
Posibles versiones:
Efic(RPC) Num. RPCs Nmin Hits(Track) ∆(electrodo) Num TRB/ch
Intensidad incidente de R. Cósmicos:
100/m2/5µs 200/m2/5µs 500/m2/5µs 1000/m2/5µs
1 4 3 5cm 1/128
2/256
1/128
2/256
2/256
4/512
2/128
0.9 8 5 2.5cm 4/512 0.99 0.99 0.97 0.91
1 8 3 5cm 2/256 1 1 1 0.99
0.9 8 3 5cm 2/128 1 1 1 0.98
1 8 3 2.5cm 4/512 1 1 1 1
0.9 8 3 2.5cm 4/512 1 1 1 1
0.99 0.98 0.89 0.70
1 4 3 2.5cm 1 0.99 0.97 0.89
0.9 4 3 5cm 0.92 0.88 0.77 0.57
0.9 4 3 2.5cm 0.93 0.92 0.86 0.77
1 8 5 5cm 0.99 0.98 0.91 0.72
1 8 5 2.5cm 1 1 0.99 0.98
0.9 8 5 5cm 0.99 0.98 0.91 0.71
Eficiencia de reconstrucción de un Trasgo
EL TRASGOVentajas:- Robustos- Baratos- Excepcional relación prestaciones/precio-1 Trasgo ofrece:
- Detección de hasta ~500/1000 partículas de un EAScon: Resolución temporal < 50ps
Resolución angular < 1o
-Cierta capacidad de identificación e/µ- 1 único Trasgo permite:
- Medir multiplicidades de Rayos Cósmicos- Medir distribución angular de R.Cósmicós y dependencia temporal
(medir efecto Este-Oeste)-Medir estructura temporal de EAS-Medir correlaciones tiempo de llegada - ángulo de incidencia en EAS
EL TRASGO
Temas de trabajo y desarrollo:- Diseño: labCAF+?- Diseño-construcción RPCs: LIP? (LabCAF)- Electronica FEE-DB. Adaptacion de Hades: labCAF- Electronica FEE-MB. Adaptacion de Hades: IFIC-Valencia ?- TRB: Disponible. Nuevas versiones en marcha. GSI ofrece ayuda- Software de reconstruccion de trazas.Adap de Hades-SMC: labCAF- Software de adquisicion y almacenamiento: labCAF + ?- Temas técnicos: Empresa externa TecnoCiencia?- Alimentacion eléctrica y regulacion: Gastroparticulas/USC + ?- Simulaciones previas: Gastroparticulas/USC- Análisis de datos y reconstrucción de EAS: Gastropartículas/USC + ?- GEANT: Simulación de la matriz de detectores, correcciones ?- Posicionamiento temporal y comunicaciones: CESGA y U.Vigo (J.Castaño)?- Otros temas
Gran parte de la tecnología y experiencianecesaria para desarrollar un Trasgo ya existe
Meiga(Acrónimo de ?.... )
Next step:…….
Proyecto
Meiga
MeigaObjetivos:- Desarrollo de una “pequeña” instalación en la USC, con entre 12 y 20 Trasgos, para depurar y optimizar detectores, software de reconstrucción y de análisis y que quedaría disponible para otros ensayos futuros: nuevas técnicas, nuevo diseños…
Densidad/m2 Energía(eV) Frec/m2.dia Radio(m) Superfiice(m2) NClusters/día/m2
1015 0.03 30 3 103 1001016 3 10-4 150 7 104 20
1
0.04
309
0.75
0.024
106
0.6
0.021
30.3
0.015
2.40.24
0.012
10.12
0.01
1017 3 10-6 330 3.5 105
1018 3 10-8 650 1.3 106
1015 3 10-2 20 103
1016 3 10-4 100 3 104
1017 3 10-6 280 2.5 105
1018 3 10-8 550 106
1015 3 10-2 10 3 102 Total:
~16
1016 3 10-4 60 104 Total:
~3
1016 3 10-4 50 8 103 Total:
~2.5
1016 3 10-4 30 3 103 Total:
~11017 3 10-6 110 4 104
> 1001018 3 10-8 280 2.5 105
1017 3 10-6 160 8 104
> 401018 3 10-8 350 4 105
1017 3 10-6 200 105
> 301018 3 10-8 400 5 105
1016 3 10-4 80 2 104
> 17 1017 3 10-6 250 2 105
1018 3 10-8 480 7 105
Total:
~40> 10
Total:
~120>5
Flujo de Rayos Cósmicos al nivel del mar
Meiga
50mNpart>90/m2
E=1016eVFrec: 0.0003m2.dia
3/ha.dia
Npart>4/m2
E=1015eVFrec: 0.03/m2.dia
300/ha.dia
Npart>4/m2
Npart>400/m2
E=1017eVFrec: 0.000003/m2.di
0.03/ha.dia10/ha.año
Npart>200/m2
Npart>120/m2
Meiga(Acrónimo de ?.... )
Objetivos:
- Sentar la base para la construcción futura de nuevos trasgos para complementar otros experimentos de Astropartículas (AugerS, ?) o como base para algún experimento futuro en nuestro entorno.
- Rayos cósmicos = Datos gratis (y muy interesantes) durante 24h/dia, 365,25 dias al año…→ Muchos datos, muchas tesis y…?
Teoría de la Evolución Técnica
El comienzo
Teoría de la Evolución Técnica
El comienzo 20 años después
Teoría de la Evolución Técnica
El comienzo 20 años después 100 años después
FIN, por ahora