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

• 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

segnale in uscita da un rivelatore

10 % 90 %

pulse height

pulse width

risetime baseline

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

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)

• 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?

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

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

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

Principio di funzionamento :

• rivelazione della radiazione Cherenkov emessa da particelle relativistiche

• ricostruzione della traccia della particella

?????????

A cosa serve il PMT in astrofisica?

Un esempio:

il telescopio di neutrini

• 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 

tale che :

Radiazione Cherenkov

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

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

 

Detector 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







IceCube

IceTop

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

Drilling

ICECUBE

2450 m

AMANDA

Drilling time

AMANDA’s string 19

Neutrino Telescopes in the World

ANTARES + NEMO + NESTOR

→ KM3NeT

NESTOR: Rigid Structures Forming Towers NESTOR: 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

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.

 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 BU

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 mm²

NEMO Phase I

J.A. Aguilar ICRC, Pune, 2005J.A. Aguilar ICRC, Pune, 2005

The ANTARES detector 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.

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…

Line 1 deployment

February 2006 March 2006

(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.

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

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.

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).

40K coincidences between OMs.

First (downgoing) muons detected

Complementarity