Diseño y calibración de un Front-End analógico con fotomultiplicadores de silicio para detectores de rayos cósmicos.

Abstract

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.

Cosmic rays are essentially particles that come from outer space into the upper layers of the atmosphere and produce extensive air showers of secondary particles that reach the surface of the Earth. The particles that produce those extensive air showers are called primary cosmic rays or primary. The energy of the primaries covers several orders of magnitude. The flux of cosmic rays follows a power law proportional to energy, going from a few hundred per square meter per second at low energies (E ∼ 109 eV) to a few per km2 per century at the highest energies (E ∼ 60 EeV). At these energies, the spectrum has four characteristic zones where its power index (i.e. the negative power value at which the arrival energy of the primary is raised) changes abruptly: the “knee” (∼4 x 1015 eV), a possible “second knee” (0.05< E < 0.5 EeV), the “ankle” (∼ 3 EeV) and a suppression (∼ 40 EeV). It is assumed that at energies between 1015 and 1018 eV there is a transition from galactic to extragalactic origins. This change in the origin results in changes in the chemical composition of the primary cosmic ray. Studies of chemical composition in this energy range are vitally important to understand and comprehend this transition. The most important physical parameters for chemical composition studies are the longitudinal profiles (parameter of maximum atmospheric depth where the cosmic shower produces the maximum number of particles) and the number of muons of the extensive air shower resulting from the interaction of the primary cosmic ray with the Earth’s atmosphere. Currently, the Pierre Auger Observatory is one of the most modern and reference hybrid observatories for the study of ultra-high-energy cosmic rays (UHECR). The Pierre Auger Observatory was designed to detect cosmic rays with energies higher than 1018 eV. It consists of 27 fluorescence telescopes, which detect the ultraviolet light emitted by nitrogen molecules in the atmosphere when they are excited by the charged particles in the atmospheric cascade, and ∼ 1660 surface detectors, which measure the electromagnetic and muonic components of the shower on the Earth’s surface. The AMIGA project (“Auger Muon and Infill for the Ground Array”) is an extension of the Pierre Auger Observatory and is designed to directly measure the muon component of the atmospheric cascade. The main objectives of this extension are to improve the discrimination between primary particles of different chemical composition and the detection of cosmic ray showers with a lower energy threshold than the original Observatory design (E ≥ 1 x 1017 eV). The original design of AMIGA detectors is based on a 64-pixel multianode photomultiplier tube (MaPMT). This photodetector has big disadvantages like crosstalk between its pixels, high price, aging and the requirement of using a high voltage source to polarize the device (∼ 1000 V). Currently, the photodetector system of AMIGA detectors is being updated with a new technology based on silicon photomultipliers (SiPM). This work is focused on the design, development and testing of the analog front-end for this new SiPM-based photodetection system. This new front-end is based, in part, on the application-specific integrated circuit (ASIC) CITIROC (“Cherenkov Imaging Telescope Integrated Read Out Chip") specially designed for the readout of SiPM pulses. This device adapts the pulses and converts them to digital pulses, to be acquired later by the back-end. In this new front-end, a new measurement method is introduced for the AMIGA detector, measuring the charge deposited by the particles impinging on the detector. This new method is called “Integrator". The Integrator works in energy ranges above the energy range of the original muon counter design, increasing the dynamic range of particle detection in the system. This work will present the design, development and simulation of the Integrator. The method developed for the calibration of the Integrator will be presented. The Integrator calibration obtains the distribution of the charge deposited by a muon when it impinges on the detector. With this distribution, the mean value is obtained and then used as a reference value to obtain the number of equivalent incident muons. This calibration uses both measuring methods of the detector: Counter and Integrator. Also, the laboratory tests for the characterization and calibration of the Integrator will be presented, the performance and operation at the surface detector station Kathy Turner of the Pierre Auger Observatory and the data analysis of the detector.