cosa c’e’ dopo il rivelatore? come si trattano i segnali in uscita?
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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 - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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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
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segnale in uscita da un rivelatore
10 %
90 %
pulse height
pulse width
risetime baseline
tipico segnale analogicoinformazioni contenute nella forma dell’impulsonell’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’uscitadel detector
tendenza attuale a integrare preamplificatore, amplificatore, convertitore … nell’elettronica di front-end VLSI
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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)
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• 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 cos’e’ il trigger?
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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
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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
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linearità del PMTcarica raccolta all’anodo proporzionale al numero di fotoni che hanno raggiunto il catodoATTENZIONE: la proporzionalità è vera solo in media
risoluzione temporaledurata segnale < 50 pstempo di transito varia da un impulso all’altrosi 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
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Principio di funzionamento :
• rivelazione della radiazione Cherenkov emessa da particelle relativistiche
• ricostruzione della traccia della particella
?????????
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A cosa serve il PMT in astrofisica?
Un esempio:
il telescopio di neutrini
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• 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 c tale che :
Radiazione Cherenkov
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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 ντ identification will be possibleA very wide energy range can
be covered looking in different directions
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Cosmic Ray spectrum
SNR origin Galactic origin (several theories)
GZK cut-off: end of the cosmic ray spectrum??
AGN, top-down
models?
?
Extra-galactic origin
1 particle per m2 per second. 1 particle per
m2 per year.1 particle per km2 per year.
We do see cosmic Rays accelerated at to very high energy
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DetectorDetector
light cone detected by array of PMTs
High energy interact in the medium surrounding the detector
0.7o / E0.6 (TeV)
Muons produce Cerenkov light
DETECTION PRINCIPLEp
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IceCube
IceTop air shower array80 pair of ice Cherenkov tanks
IceCube:80 strings with 60 optical modules17 m between optical madules125 m between strings1 km3. A 1-Gton detector
Presently installed:IceTop:4 + 12 stations16+48 OM)IceCube:1 + 8 strings(60+480 OMs)
AMANDA:19 strings, 677 OMs in totalø 200m, heigth 500m
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Drilling
ICECUBE
2450 m
AMANDA
Drilling time
AMANDA’s string 19
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Neutrino Telescopes in the World
ANTARES + NEMO+ NESTOR
→KM3NeT
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NESTOR: Rigid Structures Forming TowersNESTOR: Rigid Structures Forming Towers
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.
Plan: Tower(s) with12 floors→ 32 m diameter
→ 30 m between floors
→ 144 PMs per tower
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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.
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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
J BUJ
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 mm2
NEMO Phase I
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J.A. Aguilar ICRC, Pune, 2005J.A. Aguilar ICRC, Pune, 2005
The ANTARES detectorThe 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.
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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…
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Line 1 deployment
February 2006 March 2006
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(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 uponreadout request (trigger)
High speed (20Mb/s)
serial port transfers digitized events to
the central DAQ LCM
processor.
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Data from ~2500 m below sea levelSite 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
summerautumn
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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.
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Data from ~2500 m below sea level
Internal LED t evolution with time
MILOM LEDbeacon
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).
40K coincidences between OMs.
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First (downgoing) muons detected
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Complementarity