Cosa ce dopo il rivelatore? come si trattano i segnali in uscita? uscita di un PMT breve impulso di corrente generalmente viene trasformato in tensione.

Presentazione sul tema: "Cosa ce dopo il rivelatore? come si trattano i segnali in uscita? uscita di un PMT breve impulso di corrente generalmente viene trasformato in tensione."— Transcript della presentazione:

1 Cosa ce 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 segnale in uscita da un rivelatore 10 % 90 % pulse height pulse width risetimebaseline tipico segnale analogico informazioni contenute nella forma dellimpulso nellampiezza, 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 alluscita del detector tendenza attuale a integrare preamplificatore, amplificatore, convertitore … nellelettronica di front-end VLSI

3 Catena logica di rivelazione detector (PMT): converte lenergia 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 dellaltezza di impulso e delle informazioni temporali in un numero (conversione analogico – digitale ADC e conversione tempo – digitale TDC)

4 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. Che cose il trigger?

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 larrivo di un impulso luminoso sul catodo e il corrispondente impulso di corrente sullanodo ( 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 allanodo 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 allaltro 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 particella carica in un mezzo con v > c/n con n = indice di rifrazione del mezzo c = velocità luce nel vuoto emissione di fotoni nellUV e nel visibile angolo di emissione c tale che : Radiazione Cherenkov

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

12 Cosmic Ray spectrum SNR originGalactic origin (several theories) GZK cut-off: end of the cosmic ray spectrum?? AGN, top- down models? ? Extra- galactic origin 1 particle per m 2 per second. 1 particle per m 2 per year. 1 particle per km 2 per year. We do see cosmic Rays accelerated at to very high energy

13 Detector light cone detected by array of PMTs High energy interact in the medium surrounding the detector 0.7 o / E 0.6 (TeV) Muons produce Cerenkov light DETECTION PRINCIPLE p

14 IceCube IceTop air 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 km 3. 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 AMANDA Drilling time AMANDAs string 19

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

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

18 The NEMO Project Extensive site exploration (Capo Passero near Catania, depth 3500 m); R&D towards km 3 : 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 Test site at 2000 m depth operational. Funding ok. Completion expected by 2006. Shore station 2.5 km e.o. Cable with double steel shield 21 km e.o. Cable with single steel shield JBU J J 5 km e.o. cable Geoseismic station SN-1 (INGV) 5 km e.o. cable 10 optical fibres standard ITU- T G-652 6 electrical conductors 4 mm 2 NEMO Phase I

20 J.A. Aguilar ICRC, Pune, 2005 The ANTARES detector 12 strings (900 PMTs) 25 floors / string 3 PMTs / floor ~60-75 m 350 m 100 m 14.5 m Junction Box 40 km to shore Buoy Storey Horizontal layout It receives power from shore station and distributes it to the lines. Data and control signals are also transmitted via the JB.

21 ANTARES status Line anchor Buoy OM LED beacon 25 storeys + 1 BSS 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…

22 Line 1 deployment February 2006 March 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 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. For simple pulses (SPE-like) only Charge and Time information is measured. t ~400 ps 2 x 8 bit ADCs working in ll to digitize events upon readout request (trigger) High speed (20Mb/s) serial port transfers digitized events to the central DAQ LCM processor.

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

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

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

27 First (downgoing) muons detected

28 Complementarity