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