Doctorado en Ingeniería

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Author: search.filters.author.Fuster, Alan EzequielSubject: search.filters.subject.Performance of high energy physics detectors

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    Diseño y calibración de un Front-End analógico con fotomultiplicadores de silicio para detectores de rayos cósmicos.
    (Escuela de Posgrado - Facultad Regional Buenos Aires, 2021-04-14) Fuster, Alan Ezequiel; Platino, Manuel; Etchegoyen, Alberto
    Los rayos cósmicos son esencialmente partículas que llegan desde el espacio exterior a las capas superiores de la atmósfera y producen cascadas atmosféricas extensas de partículas secundarias que alcanzan la superficie de la Tierra. A las partículas que producen esas cascadas atmosféricas extensas, se la denominan rayo cósmico primario o primario. La energía de los primarios cubre varios órdenes de magnitud. El flujo sigue una ley de potencias proporcional a la energía, yendo de unos cientos por metro cuadrado por segundo a bajas energías (E ∼ 109 eV) a unos pocos por km2 por siglo a las más altas energías (E ∼ 60 EeV). A estos valores de energías, el espectro tiene cuatro zonas características donde su índice (es decir, la potencia negativa a la cual se eleva la energía de arribo del primario) cambia abruptamente: la “rodilla"(∼ 4 x 1015 eV), una posible “segunda rodilla"(0,05 < E < 0,5 EeV), el “tobillo"(∼ 3 EeV) y una supresión (∼ 40 EeV). Se cree que a energías entre 1015 y 1018 eV existe una transición de fuentes galácticas a extragalácticas. Este cambio en el origen trae aparejado cambios en la composición química del rayo cósmico primario. Estudios de composición química en éste rango de energías son de importancia central para entender y comprender dicha transición. Los parámetros físicos más importantes para estudios de composición química son los perfiles longitudinales (parámetro de máxima profundidad atmosférica donde la lluvia desarrolla el máximo número de partículas) y el número de muones de las cascadas atmosféricas extendidas producto de la interacción del rayo cósmico primario con la atmósfera terrestre. Actualmente, el Observatorio Pierre Auger es uno de los observatorios híbridos más modernos y de referencia en el estudio de los rayos cósmicos de ultra alta energía. El Observatorio Pierre Auger fue diseñado para detectar rayos cósmicos con energías superiores a 1018 eV. Esta constituido por 27 telescopios de fluorescencia, que detectan la luz ultravioleta emitida por las moléculas de nitrógeno de la atmósfera cuando son excitadas por las partículas cargadas de la cascada atmosférica y ∼ 1660 detectores de superficie, que miden tanto las componentes electromagnética y muónica de la lluvia en la superficie de la tierra. El proyecto AMIGA (“Auger Muon and Infill for the Ground Array") es una extensión del Observatorio Pierre Auger y está diseñado para medir directamente la componente muónica de la cascada atmosférica. Los objetivos principales de esta extensión son una discriminación superior entre partículas primarias de diferente composición química y la detección de chubascos de rayos cósmicos con un umbral de energía más bajo que el utilizado en el diseño original del Observatorio (E ≥ 1 x 1017 eV). El diseño original de los detectores de AMIGA basa su sistema de detección en un tubo fotomultiplicador multianodo (MaPMT, por sus siglas en inglés Multianode Photomultiplier Tube) de 64 píxeles o canales. Dicho fotodetector, posee como grandes desventajas crosstalk entre sus pixeles, un costo elevado, envejecimiento y la necesidad de utilizar una fuente de alta tensión para poder polarizarlos (∼ 1000 V). Actualmente, se esta actualizando el sistema de fotodetección de los detectores de AMIGA con una nueva tecnología basada en fotomultiplicadores de silicio (SiPM). Este trabajo se centra en el diseño, desarrollo y prueba del front-end analógico para este nuevo sistema de fotodetección basado en SiPM. Este nuevo front-end esta basado, en parte, en el circuito integrado para aplicaciones específicas (ASIC, por sus siglas en inglés Application-Specific Integrated Circuit) CITIROC (“Cherenkov Imaging Telescope Integrated Read Out Chip"), diseñado especialmente para la lectura de los pulsos de salida de los SiPM. Es el encargado del acondicionamiento de los pulsos y de la conversión de estos a pulsos digitales para poder ser adquiridos por el back-end. En este nuevo front-end, se introduce un nuevo método de medición para los detectores de AMIGA, la medición de la carga que depositan las partículas que inciden en el detector. Este nuevo método se denomina “Integrador". El Integrador trabaja en rangos de energías superiores al rango de energías del diseño original de contador de muones, aumentando el rango dinámico de detección de partículas del sistema. En este trabajo, se va a presentar el diseño, desarrollo y simulación del Integrador. Se presentará el método desarrollado para la calibración del Integrador. La calibración del Integrador obtiene la distribución de la carga que deposita un muon cuando incide en el detector. Con esta distribución, se obtiene su valor medio para luego usarlo como valor de referencia y obtener la cantidad de muones incidentes equivalentes. Esta calibración utiliza ambos métodos de medición del detector: Contador e Integrador. Se expondrán las pruebas realizadas en el laboratorio para la caracterización y calibración del Integrador, el desempeño y operación en la estación del detector de superficie Kathy Turner del Observatorio Pierre Auger y el análisis de los datos del detector.