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Cosa c’e’ dopo il rivelatore? come si trattano i segnali in uscita?

Cosa c’e’ dopo il rivelatore? come si trattano i segnali in uscita?. uscita di un PMT  breve impulso di corrente generalmente viene trasformato in tensione di solito necessita di amplificazione

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Cosa c’e’ dopo il rivelatore? come si trattano i segnali in uscita?

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Presentation Transcript

  1. Cosa c’e’ dopo il rivelatore?come si trattano i segnali in uscita? • uscita di un PMT  breve impulso di corrente • generalmente viene trasformato in tensione • di solito necessita di amplificazione • funzione principale di un amplificatore è la trasformazione del segnale in output da un rivelatore in un segnale di ampiezza maggiore e pronto per essere elaborato

  2. pulse height 90 % pulse width 10 % risetime baseline segnale in uscita da un rivelatore tipico segnale analogico informazioni contenute nella forma dell’impulso nell’ampiezza, nel tempo rispetto ad altri segnali scale temporali tipiche ns  ms a parte il G-M i rivelatori generalmente producono segnali molto piccoli carica liberata da una mip ~ 10-15 C (femtoCoulomb) pari a circa 10000 elettroni  300 keV in gas tipicamente si produce un impulso di tensione di circa 1 mVolt necessario un preamplificatore vicino all’uscita del detector tendenza attuale a integrare preamplificatore, amplificatore, convertitore … nell’elettronica di front-end  VLSI

  3. Catena logica di rivelazione • detector (PMT): converte l’energia depositata dalla particella in carica elettrica. • preamplificatore : converte il segnale di carica (o di corrente) in un segnale di tensione introducendo poco rumore • discriminatore /comparatore • amplificatore – formatore : deve “sagomare” opportunamente il segnale per evitare sovrapposizioni di impulsi • elaborazione: immagazzinamento del segnale analogico + successiva conversione dell’altezza di impulso e delle informazioni temporali in un numero (conversione analogico – digitale ADC e conversione tempo – digitale TDC)

  4. Che cos’e’ il trigger? • E’ una combinazione di componenti elettronici e informatici che forniscono un segnale veloce qualora si verifichi un evento interessante. • Le condizioni possono essere piu’ o meno complicate: identificazione di una particella carica che passa attraverso alcuni contatori a scintillazione entro un certo intervallo di tempo. • Un efficiente sistema di trigger e’ fondamentale per evitare che un rivelatore registri anche eventi non interessanti come, per es. eventi di fondo.

  5. Il PMT è un dispositivo con una risposta temporale molto rapida, per ottimizzare la quale vengono studiate le caratteristiche geometriche della finestra di ingresso, della disposizione dei dinodi. Inoltre la risposta temporale migliora con il quadrato della tensione di alimentazione ALCUNE DEFINIZIONI ESEMPIO DI IMPULSO DI USCITA

  6. Transit time = intervallo di tempo tra l’arrivo di un impulso luminoso sul catodo e il corrispondente impulso di corrente sull’anodo (≈ qualche decina di ns). TTS= transit time spread = rappresenta la fluttuazione del TT di ogni impulso di fotoelettrone, quando il fotocatodo è completamente illuminato (solitamente FWHM). (determina la risoluzione temporale del PMT) valori tipici del TT ~ 20-40 ns; del TTS < ns Esempio di TTS

  7. linearità del PMT carica raccolta all’anodo proporzionale al numero di fotoni che hanno raggiunto il catodo ATTENZIONE: la proporzionalità è vera solo in media risoluzione temporale durata segnale < 50 ps tempo di transito varia da un impulso all’altro si definisce il TTS (Transit Time Spread) come il RMS della distribuzione dei tempi di transito (valori tipici del TT ~ 20-40 ns; del TTS < ns) tempo di salita 1 -2 ns

  8. Principio di funzionamento : • rivelazione della radiazione Cherenkov emessa da particelle relativistiche • ricostruzione della traccia della particella ?????????

  9. A cosa serve il PMT in astrofisica?Un esempio: il telescopio di neutrini

  10. Radiazione Cherenkov • particella carica in un mezzo con v > c/n con n = indice di rifrazione del mezzo c = velocità luce nel vuoto • emissione di fotoni nell’UV e nel visibile • angolo di emissione qc tale che :

  11. nm m W N X Detector cascade track   1 km at 300 GeV 25 km at 1 PeV 5-10 m long diameter ~ 10 cm 1.2 TeV muon traversing the detector. Detection Principle The neutrino is detected by the Cherenkov light emitted by the muon produced in the CC interaction. Detection of cascades is also possible. In a km3 detector ντ identification will be possible A very wide energy range can be covered looking in different directions

  12. Cosmic Ray spectrum GZK cut-off: end of the cosmic ray spectrum?? • We do see cosmic Rays accelerated at to very high energy SNR origin Galactic origin (several theories) AGN, top-downmodels? ? 1 particle per m2 per second. 1 particle per m2 per year. 1 particle per km2 per year. Extra-galactic origin

  13. DETECTION PRINCIPLE p Detector  light cone detected by array of PMTs Muons produce Cerenkov light  m High energy n interact in the medium surrounding the detector   0.7o / E0.6 (TeV) m n

  14. IceCube IceTopair shower array 80 pair of ice Cherenkov tanks IceCube: 80 strings with 60 optical modules 17 m between optical madules 125 m between strings 1 km3. A 1-Gton detector Presently installed: IceTop: 4 + 12 stations 16+48 OM) IceCube: 1 + 8 strings (60+480 OMs) AMANDA: 19 strings, 677 OMs in total ø 200m, heigth 500m

  15. Drilling ICECUBE 2450 m Drilling time AMANDA’s string 19 AMANDA

  16. Neutrino Telescopes in the World ANTARES + NEMO + NESTOR → KM3NeT

  17. NESTOR: Rigid Structures Forming Towers Plan: Tower(s) with12 floors →32 m diameter →30 m between floors →144 PMs per tower • Tower based detector(titanium structures). • Dry connections(recover−connect−redeploy). • Up- and downward looking PMs. • 3800 m deep. • First floor (reduced size) deployed & operated in 2003.

  18. The NEMO Project • Extensive site exploration(Capo Passero near Catania, depth 3500 m); • R&D towards km3: architecture, mechanical structures, readout, electronics, cables ...; • Simulation. Example: Flexible tower • 16 arms per tower, 20 m arm length,arms 40 m apart; • 64 PMs per tower; • Underwater connections; • Up- and downward-looking PMs.

  19. Geoseismic station SN-1 (INGV) Shore station 5 km e.o. cable 21 km e.o. Cable with single steel shield J J BU J 2.5 km e.o. Cable with double steel shield 5 km e.o. cable • 10 optical fibres standard ITU- T G-652 • 6 electrical conductors  4 mm2 NEMO Phase I • Test site at 2000 m depth operational. • Funding ok. • Completion expected by 2006.

  20. Horizontal layout 14.5 m 350 m It receives power from shore station and distributes it to the lines. Data and control signals are also transmitted via the JB. 100 m ~60-75 m The ANTARES detector • 12 strings (900 PMTs) • 25 floors / string • 3 PMTs / floor Buoy Storey Junction Box 40 km to shore

  21. ANTARES status • Presently taking data from two lines in the water. • Full Line 1 and Mini-Instrumentation Line • + Junction Box, Electro-optical cable, Shore Station, DAQ, Slow Control, calibration systems… LED beacon 25 storeys + 1 BSS Buoy OM Line anchor

  22. Line 1 deployment March 2006 February 2006

  23. (2.3) Principal Components: “Analog Ring Sampler” front-end digitizer The Analog Ring Sampler (ARS) chip performs the complex front-end functions: ~$10/chip, 250mW 2 x 8 bit ADCs working in ll to digitize events upon readout request (trigger) Constant 1GHz analog sampling of PMT Anode, Anode/5, Dynode 11, and 20 MHz CLOCK signals Dynamic Range  4V (~ 60spe) Configurable pulse-shape discrimination to tag complex shapes (“Waveform”) which will be fully digitized. High speed (20Mb/s) serial port transfers digitized events to the central DAQ LCM processor. For simple pulses (SPE-like) only Charge and Time information is measured. t ~400 ps

  24. Site properties: Data from ~2500 m below sea level summer autumn Bursts ~120 kHz Baseline ~60 kHz Seasonal variations Example of data taking rate Baseline evolution with time Correlation with currents has been noticed Currents < 20 cm/s ~5 cm/s on average Water current velocity evolution with time Heading of the three MILOM storeys

  25. Data from ~2500 m below sea level • Spatial Calibration: • Charge Calibration: WF signal example. Distance from autonomous line (RxTx) to MILOM RxTx, evolution with time. 96 m 175 m Evolution with time of the normalized charge.

  26. Data from ~2500 m below sea level • Time Calibration: The rate measured of these coincidences is ~13 Hz (in agreement with the estimations). Internal LED Dt evolution with time 40K coincidences between OMs. Storey OM signal – beacon PMT time difference for each OM. MILOM LED beacon

  27. First (downgoing) muons detected

  28. Complementarity

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