Juan Antonio Garzón talk about the Trasgo detector. LIP, Coimbra, November 2008.

1. sobre
TRASGOS Y MEIGAS
(o sobre el uso de timing RPCs en Astrofísica)
Juan A. Garzón
LIP-Coimbra 13 de noviembre de 2008

2. p Be
B ?
Fe
?
He ν
e BigBang
Ca
U
+
e
−
p Li

3. Rayos Cósmicos
Interés para su estudio:
- Dosímetría: Medida y previsión de la dosis depositada en las altas capas de la
atmósfera para el control de riesgo de los empleados de lineas aéreas, equipos
informáticos, telecomunicaciones...
- Estudio de los campos geomagnético terrestre (efecto latitud) e interplanetario:
Medida de las variaciones del campo magnético en nuestro entorno a través de los
cambios de flujo de los rayos cósmicos
- Estudio de la actividad solar: Análisis de la actividad solar a través de las
partículas y energía electromagnética emitidas en las fulguraciones solares (SCR:
Solar Cosmic Rays o SEP: Solar Energetic Particles)
- Posible influencia en el clima terrestre: Análisis de la posible relación de los
rayos cósmicos galácticos con variaciones en el circuito eléctrico de la atmósfera
terrestre y la formación de nubes
- Análisis de los rayos cósmicos primarios: Estudio acerca de su composición,
origen y mecanismos de aceleración (GCR: Galactic Cosmic Rays)
- UHEANP (Ultra High Energy Atmospheric Nuclear Physics): Análisis de las
colisiones nucleares a energía ultrarrelavista que los rayos cósmicos primarios
producen en las capas altas de la atmósfera

4. Rayos Cósmicos: Primera evidencia
V. Hess, 1912
Variación de la intensidad de la radiación cósmica con la altura. Mediciones
realizadas por: (a) Hess (1912); (b) Kolhöster (1913, 1914), (c) Pfotzer (1936); y (d)
en uno de los primeros vuelos en cohete.
Electroscopio de T. Wulf

5. Rayos cósmicos
R. Millikan: Estudio de rayos cósmicos en la alta atmósfera
Electroscopio de cuarzo de Neher
[R. A. Millikan: Cosmic Rays]

6. Rayos cósmicos:
Descubrimiento de la radiación secundaria (R. Millikan)
Detección bajo el agua a diferente altitud
Intensidad bajo el agua

7. Rayos cósmicos: Cascadas
Experimentos de B.Rossi y P. Auger
EEM~70MeV R~100m

8. Rayos cósmicos secundarios
Cámara de Wilson en el interior de un electroimán de 2.4 T

9. Rayos cósmicos secundarios
Fotos tomadas con cámaras de Wilson
γ→e+e-
Descubrimientos en los rayos cósmicos:
- Positrón
- Meson π
- Leptón µ
- Partículas extrañas K,Λ..

10. Desarrollo de una cascada atmosférica (EAS)

11. Rayos cósmicos: Composición

12. Rayos cósmicos primarios
Espectro de rayos cósmicos primarios basado en las medidas en cascadas atmosféricas.
Se muestran las energías equivalentes alcanzadas en el Tevatron y el LHC y las
accesibles con los experimentos Kascade y Kascade-Grande, en Karlsruhe (Alemania)
[HRebel]

13. Rayos cósmicos primarios: composición media
The scatter of points on a plot of the average logarithm of the nuclear mass number of the primary cosmic rays versus energy clearly shows the need
for more input from accelerators.
[CCOU02]

14. Rayos cósmicos secundarios
Flujo de rayos cósmicos en función de la profundidad atmosférica (con E>1GeV)
Sea level
High Atmosphere
[PDG]

15. Cascada atmosférica:
Distribución temporal en la superficie
Distancia al centro
Muones + EM
Muones
[Linsley&?]

16. Rayos cósmicos secundarios: composición media
Lateral distribution Arrival time at different core distances
Npart
Epart

17. Espectro energético de p y π’s
p π’s

18. Espectro energético de muones

19. Intensidad de RCs primarios y secundarios
Flujo RC primarios
1part./m2.s
1part./m2.a
Rodilla
Distribución radial de RC secundarios
1part./km2.a
1part./km2.siglo
Energia

20. Rayos cósmicos:
Algunos efectos magnéticos
Efecto Este-Oeste para partículas cargadas Efecto latitud para partículas con diferente rigid
magnética (en gauss.cm)
+ −

21. Campo geomagnético terrestre
campo
Lineas de campo magnético constante de la Tierra modelado para el Año
Internacional de Referencia Geofísica en 1980. El modelo que produce el
mapa mostrado se basa en un ajuste de los datos experimentales a una Estudio histórico que muestra la
teoría que supone que el campo está generado por una dinamo autoexcitada intensidad del campo magnético de la
en el que un campo electromagnético generado por el movimiento de un Tierra a lo largo del tiempo y que
conductor (hierro fundido) en un campo magnético produce una corriente, muestra que ha estado decreciendo a un
orientada de tal forma, que produce el campo excitador ritmo de 0.05% al año en el ecuador
Variación de la intensidad
Lineas de C. Magnético constante con el tiempo

22. Estructura de una cascada atmosférica (EAS)
γ p Fe
Cascadas atmosférias generadas por un fotón, un protón
y un núcleo de Fe

23. Fluctuaciones en una cascada atmosférica (EAS)
Simulación de 50 cascadas atmosféricas inducidas por un protón de 1 PeV y con
incidencia vertical.
Una causa muy importante de la gran fluctuación de resultados es la profundidad
atmosférica de la primera interacción
Sea level
High Atmosphere
[HRebel]

24. Cascadas atmosféricas: Análisis
Resultado del análisis de datos en el experimento Kascade basados en diferentes
MonteCarlos y comparación con otros experimentos
[HRebel]
Los datos de diferentes experimentos son difíciles de comparar entre sí:
- Diversos montajes experimentales
- Diversa altitud (cascadas con diferente perfil)
- Diversos algoritmos de reconstrucción y análisis

25. Desarrollo de una cascada atmosférica (EAS)
Perfil de cascadas inducidas por electrones de 1.1 y 3 GeV)
Num. Electrones
Espesor de plomo (cm)
[HRebel]

26. Medida de cascadas atmosféricas (EAS)
Ejemplo del frente de una cascada atmosférica en el experimento Kascade
[HRebel]
Datos de interés:
Dirección de origen
Partícula inicial
Energía

27. Caracterización de cascadas atmosféricas:
Observable: Método de medida
Dirección de origen : Angulo del frente de la cascada
Partícula inicial Composición de la cascada (Relación: e/µ)
Perfil lateral de la cascada
Energía: Luz de fluorescencia(*)
Luz Cherenkov
Densidad de partículas a una cierta distancia
del eje (600m-Agasa, 1000m-Auger)
Multiplicidad y relación e/µ
Multplicidad de µ’s
(*) La medida de luz de fluorescencia es casi exacta. En el resto de los casos las medidas
se apoyan en M. MonteCarlo para estimar las propiedades de la partícula inicial

28. Algunos experimentos y
Técnicas

29. Algunos Experimentos y Técnicas
Prof. Atmosf.
Experimento Detector Observable. E Variables analizadas / Comentarios
(Altura)
E>100GeV Alta granularidad espacio-temporal: Prop. de
TIBET ASγ Scintillator A. Ne
606 g/cm2 1011-1016eV la avalancha, sucesos multicore, dist. lateral
Argo-JBY RPCs Nch., µ-multipl.
de EAS, estruct. multifractal del core
L3-Cosmics Ne,Nµ
1000 g/cm2 Det. Muones
Cosmo-ALEPH Multi-muones
BASJE/ Chacaltaya 530 g/cm2 Scintillator A. Ne
(Bolivia) (5200m) X-EmulsionCh Hadrones
PAMIR 594 g/cm2 Ne
X-EmulsionCh
(Tadjikistan) (4400m) Hadrones
Scintillator A Ne,Nµ
KASCADE HadronCal Nhad,Ehad
1020 g/cm2 LST-MWPC Nµ,ρµ +LST (Limited Streamer Tubes)
LST-Underg µ(t, tracking)
KASCADE-Grande Scintillator A. Nch.
CASA Scintillator A. Ne,Nµ
MiA Underg. µ
870 g/cm2
BLANCA Cherenkov Ch.light Xmax
DICE RICH Telesc. Ch.light Xmax
250 Scintil. A. Ne,Nµ
HEGRA 17 µ-towers Xmax,Track.
790 g/cm2
49PMT Ch.light
CLUE 8Cher-MWPC UV-Ch.light
Akeno
Ne,
AGASA 111 Scintill.A. 7 suc. E>1020eV [hasta: Takeda, 1998]
920 g/cm2 Nµ
(Akeno Giantic Air 27 µ-counter
Cher. light
Shower Array) Cherenkov A.

30. Algunos Experimentos y Técnicas
Prof. Atmosf.
Experimento Detector Observable. E Variables analizadas / Comentarios
(Altura)
29
HAVERAH PARK
Water-Cher. Nch. 4 suc. E>1020eV [Lawrence, 1991]
t, τ-risetime
GREX/COVER-
36 Scintil+ Part. tracking
PLAST
RPC-Stack
Volcano Ranch 3 FluorDet Scintill A.
1 suc. E>1020eV [Linsley, 1962]
(Albuquerque/NM) (x14PMT) Air Fluores.
Fly’s Eye 1&2 2x67FluoDet
(x12-14PMT)
Air Fluores. 1 suc. E=3.21020eV [Linsley, 1962]
HiRes 1&2 2x22FluoDet
(Utah) (x256PMT)
1600 Cher. Nch
Pierre Auger
(11,300l-H20)
(Argentina) Fluor. light
4 FluoDet

31. Principales técnicas:
- Detección de luz de fluorescencia o R. Cherenkov
- Detección de partículas cargadas
- Detección de neutrones (para bajas energías)

32. MILAGRO
Experimento para la detección de EAS producidas por
Gammas mediante la radiación Cherenkov producida en
tanques de agua

33. GRAN SASSO: MACRO
MACRO era un rivelatore sotterraneo multiuso di grandi dimensioni destinato
alla ricerca di eventi rari nella radiazione cosmica. Fu ottimizzato per cercare i
monopoli magnetici supermassivi previsti dalle teorie di Grande Unificazione
(GUT) per le interazioni elettromagnetiche e forti. Poteva anche realizzare
misure nei campi dell’astrofisica, della fisica nucleare e dei raggi cosmici. Questi
campi includono lo studio dei neutrini atmosferici e delle loro oscillazioni,
l'astronomia dei neutrini di alta energia, la ricerca indiretta delle WIMPs, la
ricerca degli antineutrini elettronici di bassa energia da collassi stellari, lo studio
del flusso sotterraneo di muoni di alta energia (che è un modo indiretto di
studiare la composizione dei raggi cosmici primari, l'origine e le interazioni), la
ricerca di particelle a carica frazionaria e di altre particelle rare che possono
esistere nella radiazione cosmica.
abbozzo delle differenti tipologie di eventi da neutrino analizzate: muoni verso l’alto, muoni
verso l’alto semi contenuti (anche denominato Internal Upgoing muons, IU), muoni verso
l’alto che vengono fermati dal rivelatore (UGS), muoni verso il basso interni (ID).
La linea continua MACRO è la nostra sensibilità vs la declinazione. I più
grandi eccessi di eventi corrispondono a GX339-4 ed a Cir X-1. Inoltre
abbiamo cercato (con risultati nulli) la coincidenza temporale fra i nostri
muoni upgoing con i lampi di raggi gamma dati nei cataloghi BATSE 3B e
4B, dall’aprile del 1991 al dicembre del 2000. Per concludere, inoltre
abbiamo cercato un flusso diffuso di neutrini astrofisici per il quale abbiamo
stabilito un limite superiore di 1.5x10-14 s-1

34. Volcano Ranch

35. EMMA (Experiment with Multi Muon Array)
Mina de Pyhäsalmi, Finlandia
Motivación:
-Las composición y el origen de los rayos cósmicos en la zona de la rodilla,
Procedimiento:
-Estudiar a 85m bajo tierra (240mwe) los muones producidos en las cascadas atmosféricas
-(umbral de 50GeV)
-Analizar la distribución lateral de densidad para determinar la masa y la energía del rayo cósmico primario
Detector:
-- Dos tipos de cámaras de muones (recuperadas de DELPHI)
- -De 1 plano para medida de multiplicidad
-De 2 planos para determinar el eje de la cascada)

36. ARGO-YBJ

37. KASCADE-Grande
= KArlsruhe Shower Core and Array DEtector + Grande
and LOPES
Measurements of air showers in the energy range E0 = 100 TeV - 1 EeV

38. The KASCADE Array
• 252 detectors
• 3.2 m2 each
• 13 m distant
• 200 x 200 m2
• e/γ : liquid, 48 mm
• µ : plastic, 30 mm

39. KASCADE-Grande

40. KASCADE-Grande
The experimental set-up
Detector Detected EAS Sensitive area (m2)
component
Grande Charged particles 37x10
Piccolo Charged particles 8x10
e/γ
KASCADE array e/γ Electrons, γ 490
KASCADE array µ Muons 622
(Eµth=230 MeV)
MeV)
MTD Muons (Tracking) 3x128
(Eµth=800 MeV)
MeV)
MWPCs/LSTs Muons 3x129
(Eµth=2.4
GeV)
GeV)
LOPES 30 Radio
Trigger Plane Muons 208
(Eµ th=490
MeV)
Calorimeter Hadrons 9x304
The strength of KASCADE-Grande is the multi observables information

41. KASCADE-Grande
The Grande Flash ADC system
• Flash-ADC system for the Grande array
with optical links and a ring buffer system
self triggering (no global trigger)
full signal information of the detectors
High precision data from Grande array

42. KASCADE-Grande : Trigger
trigger efficiency
The trigger system
area
Trigger rate
Number of events E>…
Trigger (Grande)
18 clusters
4/7 coincidence ∼ 5 Hz
7/7 coincidence ∼ 0.5 Hz → sent
to all the other components.

43. Resumen:
- Muchos experimentos
- Mucho rango de energías
- Muchas técnicas diferentes
- Calorimetría (centelleadores, M. Flurescencia..)
- Separación EM/muones por absorbentes, subsuelo..
- Angulo de incidencia ↔ Frente de la cascada
- Poco detector de gas con capacidad de “tracking”
Razones?:
- Caros (mucho volumen y mucha electrónica)
- Información útil pero no imprescindible
Conclusión:
- Se limita a experimentos en el subsuelo (G.Sasso) o
- Como complemento de otras técnicas (Kascade)
- No se aprovechan todas sus capacidades (Argo)
pero…
The Times They Are A-Changin’

44. tRPCs
Los detectores basados en tRPCs (timing Resistive Plate
Chambers) constituyen una familia muy eficaz para la
detección de partículas cargadas de forma eficaz, barata y
con unas prestaciones sin competencia:
Resolucion temporal < 100ps
Resolución espacial < ~mm
Aclaración:
- Las RPCs son muy fáciles de construir (alumnos de 5º)
- Las RPCs son muy difíciles de construir bien
Muy interesante:
Sus magníficas prestaciones espacio-temporales, junto a su eficiencia
y precio, las hacen ideales para el rastreo (tracking) de partículas
cargadas en grandes volumenes con una gran resolución

45. Rastreo de trazas cargadas con 4 planos de RPCs
- Ajuste Chi2 simultaneo de coordenadas y velocidad en todos los planos!
- Parámetros libres: T0, V, U0, W0 ,AU y AW
- Detector con 4 planos: 4x3 datos y 6 parámetros libres

46. Ajuste por mínimo Chi cuadrado:
Mathematica proporciona resultado exacto cuando se introducen valores
Existe solución analítica

47. Ajuste por mínimo Chi cuadrado:
Datos (unidades mm y ps. c=0.3):
- Número de planos: 4. Configuracion: U W W U
- Altura del detector: 120cm (Distancia entre planos: 30cm )
- Anchura del detector (longitud de los electrodos): 80cm
- Anchura de los electrodos: 50mm (↔ 128 ch) Error en v: 3%
- Resolucion temporal: 200ps Error en ángulo: 2%
Resultados: Matriz de error
T0
V
U0
AU
W0
AW
Errores y correlaciones
T0 ps
V c=0.3
U0 mm
AU rad
W0 mm
AW rad

48. Nuestro grupo de la USC y el LIP-Coimbra colaboran en el
desarrollo de un muro de RPCs para el experimento HADES
del GSI (Física de Colisiones Nucleares, con alta intensidad de
secundarios: >100cm2/s) junto con GSI, IFIC (Valencia):
Tareas:
LIP-Coimbra: Construcción Detectores. Coordinación
labCAF-USC: Diseño detector, diseño electrónica FEE-DB, Software
IFIC: Diseño electrónica FEE-MB, Sistema Baja Tensión
GSI: Diseño electrónica FEE-DB, software y Apoyo infraestructura
Los prototipos han mostrado
un comportamiento magnífico y
el detector está en etapa de
construcción:
6+1 sectores
~ 3000 canales de lectura

49. RPC de HADES, con 4 TRBs
Prototipo operativo
432 canales
Sistema de lectura
TRB (Tdc Readout Bord)
128ch/TRB
4x128 = 512 canales
+ 1 PC

50. La tarjeta de lectura: TRB (Tdc Readout Board)
TRB Features:
➢ 128 channels
➢ Single chip computer with 100MBit/s
Ethernet
➢ FPGA as board controller
➢ DC/DC 48V
➢ Buffer Memory
Status: In production
➢ The board was fully integrated with HADES DAQ
environment
➢ Was used for readout in Nov 2005, May 2006 and
April-May 2007 beam times
➢ It is running stably with up to 80kHz LVL1 (for
small events) and 20 kHz LVL2 rate,
➢ data rate to 1.2 MB/s
Price ~ 1.5 k€

51. TRASGO
TRAck reconStructinG mOdule

53. EL TRASGO

54. EL TRASGO

55. EL TRASGO
900mm
RPCs
900mm
Canal de
ventilación

56. EL TRASGO
RPCs
Canal de
ventilación

57. EL TRASGO
900mm
tRPC de 2 o 4 gaps de 0.30mm
- Estanca?
- Rellenable?
- Estandar? (no problema)
Lectura arriba-abajo en la RPC
Lectura a ambos lados del electrodo
1 o 2 TRBs/Trasgo
4, 6 o 8 RPCs
Longitud del electrodo: 80cm
Anchura electrodo: 2-5cm
Autotrigger
Reconstruccion completa de trazas

58. Posible separación e/µ
(Con mayor número de planos de lectura y absorbentes de
Pb o Fe)
µ (E~GeVs) e (E~100 MeVs)
Fe o
Pb
- En general, peor reconstrucción
-Buena reconstrucción (mayor MScattering)
- Buenos ajustes - Gran probabilidad de interacción
(reconstrucción solo en primeros planos)
-

59. Array de Trasgos
Rayo cósmico primario
Trasgos

60. EL TRASGO
Diferentes configuracion posibles
- Todos los trasgos son autonomos: trigger, tracking, analisis…
- Solo uno (trasgo maestro) comunica con el Sistema Central de Adquisicion
- Algoritmos de “empalme” de trazas posiblemente en el trasgo maestro

61. EL TRASGO
Posibles versiones:

62. Eficiencia de reconstrucción de un Trasgo
Intensidad incidente de R. Cósmicos:
Nmin Hits
Efic(RPC) Num. RPCs ∆(electrodo) Num TRB/ch
(Track)
100/m2/5µs 200/m2/5µs 500/m2/5µs 1000/m2/5µs
1 4 3 5cm 1/128 0.99 0.98 0.89 0.70
1 4 3 2.5cm 2/256 1 0.99 0.97 0.89
0.9 4 3 5cm 1/128 0.92 0.88 0.77 0.57
0.9 4 3 2.5cm 2/256 0.93 0.92 0.86 0.77
1 8 5 5cm 2/256 0.99 0.98 0.91 0.72
1 8 5 2.5cm 4/512 1 1 0.99 0.98
0.9 8 5 5cm 2/128 0.99 0.98 0.91 0.71
0.9 8 5 2.5cm 4/512 0.99 0.99 0.97 0.91
1 8 3 5cm 2/256 1 1 1 0.99
1 8 3 2.5cm 4/512 1 1 1 1
0.9 8 3 5cm 2/128 1 1 1 0.98
0.9 8 3 2.5cm 4/512 1 1 1 1

63. EL TRASGO
Ventajas:
- Robustos
- Baratos
- Excepcional relación prestaciones/precio
-1 Trasgo ofrece:
- Detección de hasta ~500/1000 partículas de un EAS
con: Resolución temporal < 50ps
Resolución angular < 1o
-Cierta capacidad de identificación e/µ
- 1 único Trasgo permite:
- Medir multiplicidades de Rayos Cósmicos
- Medir distribución angular de R.Cósmicós y dependencia temporal
(medir efecto Este-Oeste)
-Medir estructura temporal de EAS
-Medir correlaciones tiempo de llegada - ángulo de incidencia en EAS

64. EL TRASGO
Gran parte de la tecnología y experiencia
necesaria para desarrollar un Trasgo ya existe
Temas de trabajo y desarrollo:
- Diseño: labCAF+?
- Diseño-construcción RPCs: LIP? (LabCAF)
- Electronica FEE-DB. Adaptacion de Hades: labCAF
- Electronica FEE-MB. Adaptacion de Hades: IFIC-Valencia ?
- TRB: Disponible. Nuevas versiones en marcha. GSI ofrece ayuda
- Software de reconstruccion de trazas.Adap de Hades-SMC: labCAF
- Software de adquisicion y almacenamiento: labCAF + ?
- Temas técnicos: Empresa externa TecnoCiencia?
- Alimentacion eléctrica y regulacion: Gastroparticulas/USC + ?
- Simulaciones previas: Gastroparticulas/USC
- Análisis de datos y reconstrucción de EAS: Gastropartículas/USC + ?
- GEANT: Simulación de la matriz de detectores, correcciones ?
- Posicionamiento temporal y comunicaciones: CESGA y U.Vigo (J.Castaño)?
- Otros temas

65. Next step:…….
Proyecto
Meiga
(Acrónimo de ?.... )

66. Meiga

67. Meiga
Objetivos:
- Desarrollo de una “pequeña” instalación en la USC, con entre 12 y 20
Trasgos, para depurar y optimizar detectores, software de reconstrucción
y de análisis y que quedaría disponible para otros ensayos futuros:
nuevas técnicas, nuevo diseños…

68. Flujo de Rayos Cósmicos al nivel del mar
Superfiice
Densidad/m2 Energía(eV) Frec/m2.dia Radio(m) NClusters/día/m2
(m2)
1015 0.03 30 3 103 100 Total:
1016 3 10-4 150 7 104 20
>5 1017 3 10-6 330 3.5 105 1 ~120
1018 3 10-8 650 1.3 106 0.04
1015 3 10-2 20 103 30 Total:
1016 3 10-4 100 3 104 9
> 10 1017 3 10-6 280 2.5 105 0.75 ~40
1018 3 10-8 550 106 0.024
1015 3 10-2 10 3 102 10 Total:
1016 3 10-4 80 2 104 6
> 17 1017 3 10-6 250 2 105 0.6 ~16
1018 3 10-8 480 7 105 0.021
1016 3 10-4 60 104 3 Total:
1017 3 10-6 200 105 0.3
> 30 ~3
1018 3 10-8 400 5 105 0.015
1016 3 10-4 50 8 103 2.4 Total:
1017 3 10-6 160 8 104 0.24
> 40 ~2.5
1018 3 10-8 350 4 105 0.012
1016 3 10-4 30 3 103 1 Total:
1017 3 10-6 110 4 104 0.12
> 100 ~1
1018 3 10-8 280 2.5 105 0.01

69. Meiga Npart>4/m2
E=1015eV
Frec:
0.03/m2.dia
300/ha.dia
Npart>4/m2
Npart>120/m2
Npart>90/m2
50m
E=1016eV Npart>200/m2
Frec:
0.0003m2.dia
3/ha.dia
Npart>400/m2
E=1017eV
Frec: 0.000003/m2.di
0.03/ha.dia
10/ha.año

70. Meiga
(Acrónimo de ?.... )
Objetivos:
- Sentar la base para la construcción futura de nuevos trasgos para
complementar otros experimentos de Astropartículas (AugerS, ?) o como
base para algún experimento futuro en nuestro entorno.
- Rayos cósmicos = Datos gratis (y muy interesantes) durante 24h/dia,
365,25 dias al año…→ Muchos datos, muchas tesis y…?

71. Teoría de la Evolución Técnica
El comienzo

72. Teoría de la Evolución Técnica
El comienzo 20 años después

73. Teoría de la Evolución Técnica
El comienzo 20 años después 100 años después

74. FIN, por ahora