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Matthias Kleifges
Kontakt:
Dr. Matthias Kleifges

Tel.: +49 721 608 2 3540
E-Mail: Matthias Kleifges

Pierre Auger Observatorium

 

Überblick über das Detektorsystem:

Ziel des Pierre Auger Observatoriums ist die Bestimmung des Energiespektrums, der Herkunftsrichtung und der chemischen Zusammensetzung der Primärteilchen der kosmischen Strahlung für Energien oberhalb von 1019 eV. Der sehr geringe integrale Teilchenfluss von nur 1 Teilchen pro km2 und Jahrhundert erfordert eine sehr große Nachweisfläche. Deshalb wurde das Observatorium als Hybridsystem mit 1600 Bodendetektoren (SD) und einem unabhängigen Fluoreszenzdetektor (FD) ausgelegt. SD misst die laterale Verteilung an Sekundärteilchen mittels Wasser-Cerenkov-Detektoren, die auf einem hexagonalen Raster gleichmäßig auf über 3000 km2 verteilt sind. Das FD System bestimmt hingegen die zeitliche longitudinale Entwicklung der Luftschauer unter Benutzung des Fluoreszenzlichts, welches die Sekundärteilchen bei ihrer Durchquerung in der Atmosphäre erzeugen. Insgesamt 24 Teleskope sind in 4 Gebäuden auf Hügeln am Rand des SD Datenfelds angeordnet. Jedes Teleskop hat ein Gesichtsfeld von 30° in Azimut- und Höhenwinkel, sodass mit 6 Teleskopen pro Gebäude der Himmel über dem Array komplett beobachtet werden

kann (s. Abb.1).

Seit Juli 2008 ist das Observatorium komplett aufgebaut und seit Ende 2009 ist auch die Erweiterung HEAT (mit 3 Zusatzteleskopen für den Energiebereich ab 1017eV) (= HEAT Projekt) in Betrieb. Derzeit erfolgt die Planung für ein Upgrade des Observatorium, um den Betrieb über das Jahr 2015 hinaus zu ermöglichen.

 

Übersichtsplan des Experiments

 

Abb.1: Übersichtsplan des Experiments mit 1600 Bodendetektoren (rote Punkte) und den 4 Gebäuden mit FD-Teleskopen in Los Loenes, Los Morados, Loma Amarilla und Coihueco. Die grünen Linien deuten das Gesichtsfeld der Teleskope an.

 

Digitalelektronik für die FD Teleskope

 

Das IPE ist verantwortlich für die Digitalelektronik der Teleskope, für die Algorithmen zur Verarbeitung der Signale der Photomulti­plierkamera und der Software der Datenauslese.

 

Wie funktioniert die Elektronik der FD Teleskope?

Die Aufgabe der Teleskopelektronik besteht darin, die 440 Signale der PMT Kamera aufzubereiten (filtern, verstärken), diese zu di­gitalisieren und zu speichern. Außerdem wird  basierend auf dem Kamera­bild bei Erkennung einer Leuchtspur ein Trigger erzeugt, der die Auslese der gespeicherten Daten einleitet. Die Aufgabe ist auf 20 Frontend-Module auf­geteilt, die in einem 19“ Baugruppenträger eingesteckt sind (s. Abb. 2).

 

 

Die Frontend-Elektronik eines FD Teleskops im 19“ Baugruppenträger

 

Abb.2: Die Frontend-Elektronik eines FD Teleskops im 19“ Baugruppenträger

 

 

Jedes Modul verarbeitet die Signale einer Kameraspalte, d.h. von 22 Pixeln. Es besteht aus einem analogen Teil, der vom INFN in Turin entwickelt wurde und über 3 Stecker mit dem im IPE entwickelten Digitalteil – wie in Abb. 3 gezeigt- verbunden ist. Die verstärkten und gefilterten analogen Signale werden im FLT digi­talisiert und gespeichert. Gleichzeitig wird der Digitalwert ver­glichen mit einem individuellen Schwellwert, der dem Untergrund­licht des Pixels entspricht. Die Position im Kamerabild derjenigen Pixel, die Licht oberhalb der Schwelle registrieren, wird übertragen zu einem spe­ziellen Modul – dem Second Level Trigger (SLT). Dieses setzt das Kamerabild aus den aktiven Pixeln zusammen und sucht in ihm nach möglichen geraden Spuren. Wird eine Lichtspur erkannt, veranlasst der übergeordnete Computer die Auslese der digitali­sierten Daten. Während die Datenauslese läuft, wird die Daten­aufnahme ohne Totzeit in einem anderen Teilbereich des Speichers fortgesetzt.

 

Level Trigger Modul des IPE (links) und Analogelektronik des INFN,Turin (rechts).

 

Abb.3: First Level Trigger Modul des IPE (links) und Analogelektronik des INFN, Turin (rechts).

 

 

Alle Funktionen der Digitalelektronik werden in reprogrammierbarer FPGA-Logik realisiert, um ein hohes Maß an Flexibilität und hohe Kosteneffizienz zu erreichen sowie die Wartung zu erleichtern. Durch den 2-stufigen Hardwaretrigger wird die hohe Rohdatenrate nach dem Digitalisieren stark reduziert. Eine zusätzliche Soft­waretriggerstufe verringert die Rate weiter auf 1..2 Ereignisse pro Minute. Ein Beispiel eines aufgezeichneten Events zeigt Abb. 4. Dargestellt ist die Sequenz der getriggerten Pixel als Farbkode (links) und der Zeitverlauf des Lichtsignals einiger selektierten Pixel (rechts).

Triggerlevel

Reduktionsmethode

Rate (Hz)/ Unit

Rohdatenrate

keine

107 pro Pixel

First Level Trigger (FLT)

Mittelwertbildung und Vergleich mit einem Schwellwert

100 pro Pixel

Second Level Trigger (SLT)

Spurerkennung durch räumliche Koinzidenz

0.1... 0.3 pro Teleskop

Third Level Trigger (Software)

Erkennung von Wetterleuchten, Multiplizitäts-Trigger, raum-zeitliche Korrelation

≈ 0.06 pro FD Gebäude