Studie van de IceTop Reconstructie Software m.b.v. Gesimuleerde Airshowers

Transcriptie

1 Faculteit Wetenschappen Vakgroep Subatomaire en Stralingsfysica Voorzitter: Prof. Dr. D. Ryckbosch Studie van de IceTop Reconstructie Software m.b.v. Gesimuleerde Airshowers door Lukas Vanelderen Promotor: Prof. Dr. D. Ryckbosch Scriptiebegeleiders: Dr. Ir. B. Hommez en Lic. A. Van Overloop Scriptie ingediend tot het behalen van de academische graad van Licentiaat in de Fyscia Academiejaar 26 27

2

3 Voorwoord Wel, deze thesis vond ik een heel leuke ervaring. Bijna een heel jaar heb ik er gemotiveerd aan gewerkt. Ik heb er een massa tijd en moeite in geïnvesteerd en kreeg hele hopen voldoening en ervaring terug én een enorme honger naar nog meer fysica. Heel wat mensen die een grote of kleine bijdrage leverden aan dit uiterst aangename jaar wil ik dan ook bedanken: Mijn promotor professor Dirk Ryckbosch. Het was heel boeiend te werken binnen het kader van een groot project als IceTop. De begeleiding was ferm en de accomodatie puik! Arne en Brecht. Jullie hadden heel veel tijd, energie en geduld voor mij, nochtans waren jullie met heel veel andere dingen druk bezig. Jullie enthousiasme werkte vaak heel aanstekelijk. De andere doctoraatsstudenten en postdocs op de onderzoeksgroep, in het bijzonder Peter voor de nuttige tips, sugesties en correcties voor deze tekst en Freija voor de goede raad. De thesisstudenten op ons bureautje die heel wat van mijn vragen over computerstuff konden beantwoorden. Alle thesisstudenten op het INW voor de goede sfeer. Mijn familie dank ik natuurlijk voor de extra goede zorgen die ze me dit jaar schonken. Ik vergeet zeker niet mijn allerliefste beesje te bedanken omdat ze mij heel graag ziet zelfs als ik alleen nog maar aan air showers kan denken en omdat ze heel wat taalfoutjes uit mijn tekst wist te filteren. (17 juni) iii

4 iv

5 Inhoudsopgave Voorwoord iii Inhoudsopgave iii Inleiding ix 1 Kosmische Straling Historiek Belang van Kosmische Stralingsfysica Extensive Air Showers Opvallendste kenmerken Interacties Kosmische Straling Detecteren via EAS s Energiespectrum Samenstelling IceTop De Digitale Optische Module Het InIce gedeelte van IceCube De Air Shower Detector IceTop IceTop als oppervlaktedetector van InIce IceCube Software 23 4 Simulatie van IceTop Simulatie van EAS s met CORSIKA v

6 4.2 Belang van Detectorsimulatie Simulatiemodules en Services voor IceTop Simulatie Services I3CorsikaXX I3ArrayShowerTracer Overige Simulatiemodules Verloop en Resultaten van de Simulaties EAS Reconstructie voor IceTop Verwerking van ruwe DOM-Signalen I3DOMcalibrator I3TopWaveProcessor I3TopEventBuilder Toprec Reconstructiemodules Kern Reconstructie met I3TopRecoCore Richtingsreconstructie met I3TopRecoPlane Kern, Energie en Leeftijdsreconstructie met I3TopLateralFit De NKG Laterale Distributie Functie De DLP Laterale Distributie Functie Verloop van de Reconstructies Analyse van de Reconstructiemethodes in Toprec Bepaling van Core Resolutie en Pointing Resolutie Core Resolutie Pointing Resolutie Kernreconstructie met I3TopRecoCore Verdeling van de Gereconstrueerde Kernen in de Array Verdeling van de Gereconstrueerde rond de Werkelijke Kernen Richtingsreconstructie met I3TopRecoPlane Randeffecten Pointing resolutie van I3TopRecoPlane Kern en Energiereconstructie met I3TopLateralFit NKG vs. DLP vi

7 6.4.2 Resolutie van de DLP-Kernreconstructie DLP-Energiereconstructie Besluit 78 A Code 83 A.1 Input file voor CORSIKA Showers A.2 Script voor Simulatie en Reconstructie van de 1 PeV Showers A.3 Script voor Simulatie van de 64 TeV Showers A.4 Script voor Eerste Reeks Reconstructies van de 64 TeV Showers A.5 Script voor Tweede Reeks Reconstructies van de 64 TeV Showers Bibliografie 93 vii

8 viii

9 Inleiding De aardse atmosfeer wordt voortdurend bestookt door grote hoeveelheden hoogenergetische geladen deeltjes, de zogenaamde kosmische straling. De eigenschappen van dit verschijnsel zijn op zijn minst fascinerend en raadselachig te noemen en sinds de ontdekking begin vorige eeuw boeit ze dan ook talloze fysici. Waar bevinden zich de bronnen van deze deeltjes? Welke mechanismen kunnen deeltjes versnellen tot energieën voorbij 15 ev? Hoe interageren deeltjes met energie groter dan 18 ev met de kosmische microgolf achtergrondstraling? Zijn er deeltjes met een nog grotere energie dan de tot nu toe waargenomen maximale 3 2 ev? Dit zijn de belangrijkste onopgeloste vragen van de kosmische stralingsfysica. Om ze te beantwoorden is een grondigere kennis nodig van het energiespectrum en de samenstelling van de kosmische straling. De flux van de kosmische straling is echter uiterst klein voor energieën vanaf 15 ev en daalt zeer snel met stijgende energie. Daarom worden deze deeltjes onrechtstreeks gedetecteerd via de lawines van deeltjes die ze in de atmosfeer veroorzaken, Extensive Air Showers (EAS) genoemd. De EAS-detector IceTop zal bij afwerking bestaan uit 8 paar Čerenkovtanks met een oppervlakte van 2.3 m 2 en gevuld met ijs. De effectieve detectoroppervlakte van IceTop zal ongeveer 1 km 2 bedragen. Elke tank bevat twee gesofisticeerde optische modules die een signaal registreren wanneer hoogenergetische geladen deeltjes Čerenkovlicht produceren bij hun propagatie doorheen het ijs in de tank. Een shower die invalt op de IceTop detector wordt waargenomen via coïncidente signalen in meerdere optische modules. Deze detector zal via EAS s de kosmische straling kunnen meten in het energiegebied tussen 3 14 ev en 18 ev en, heel belangrijk, zal daarbij gedetailleerde informatie kunnen verschaffen over de samenstelling ervan dankzij samenwerking met de neutrinodetector InIce onder het IceTop oppervlak. ix

10 Dé uitdaging voor IceTop is om uit de coïncidente signalen van de optische modules veroorzaakt door een EAS de eigenschappen van het initiërende deeltje te reconstrueren. Deze scriptie draagt bij aan de ontwikkeling van de recontructiemethodes die hiervoor instaan door hun kwaliteit te testen aan de hand van detectorsimulaties. Hiertoe worden gereconstrueerde showerobservabelen zoals de invalspositie, de invalsrichting en de energie vergeleken met de originele gesimuleerde waarden. Bij dit onderzoek werd vooral kwalitatief tewerk gegaan en stond zoektocht naar bepaalde trends in de reconstructie en mogelijke verklaringen centraal. Deze thesis start met een inleidend hoofdstuk over kosmische straling waarbij de meeste aandacht wordt besteed aan EAS s en het energiespectrum. Het tweede hoofdstuk handelt over de IceTop detector en het IceCube-project waartoe het behoort. In het derde heel korte hoofdstuk wordt de structuur van de IceCube software toegelicht. De verschillende componenten van de simulaties en de reconstructies nodig bij dit onderzoek worden uit de doeken gedaan in het vierde en vijfde hoofdstuk. In het zesde en laatste hoofdstuk worden de eigenschappen van de gesimuleerde showers vergeleken met de resultaten van de reconstructies. x

11 Hoofdstuk 1 Kosmische Straling Voortdurend vallen er grote hoeveelheden deeltjes in op onze aardse atmosfeer. Sommige van die deeltjes hebben een verrassend hoge energie. Zo werden reeds deeltjes geobserveerd met een energie groter dan 2 ev! Wat is hun oorsprong en welke zijn de processen die ze tot zulke enorme energieën versnellen? De kosmische stralingsfysici trachten deze vragen te beantwoorden, maar moeten zich voorlopig nog vaak beperken tot hypothesen. De informatie uit dit hoofdstuk is afkomstig uit de referenties [1, 18 2], behalve waar anders aangeduid. 1.1 Historiek Rond de voorlaatste eeuwwisseling werd ontdekt dat de lucht aan een relatief hoog tempo wordt geïoniseerd. Aanvankelijk werd de verklaring gezocht in de natuurlijke radioactiviteit van de aarde. Echter, in 1912 kon Victor Hess met een ballonexperiment aantonen dat de ionisatie sterk stijgt met de hoogte. Het werd duidelijk dat niet de aardse radioactiviteit de lucht ioniseert, maar enorme hoeveelheden deeltjes die met hoge energie vanuit de ruimte invallen op de Aarde, de zogenaamde kosmische straling. De kosmische stralingsfysica werd snel populair, vooral omdat kosmische straling de eerste bron was van hoogenergetische deeltjes. Deze deeltjes werden aangewend in de zoektocht naar nieuwe deeltjes waarbij onder andere het positron, het muon en het pion werden ontdekt. In 1938 observeerde Pierre Auger de eerste Extensive Air Showers (EAS), een soort deeltjesregen op het aardoppervlak. Hij concludeerde dat deze EAS s afkomstig zijn van hoogenergetische kosmische deeltjes die interageren met een atoom- 1

12 Belang van Kosmische Stralingsfysica kern in de atmosfeer en daarbij een lawine van secundaire deeltjes veroorzaken. Vandaag heeft de kosmische straling zijn functie als leverancier van hoogenergetische deeltjes grotendeels verloren aan acceleratoren. Toch blijft ze fysici boeien en wordt er volop onderzoek naar gedaan. Over de aard en de oorsprong van deze deeltjes bestaan immers nog steeds veel meer vragen dan antwoorden. 1.2 Belang van Kosmische Stralingsfysica Er zijn enkele zeer goede redenen om kosmische straling te bestuderen. Om te beginnen levert ze deeltjes met energieën die buiten het bereik liggen van elke deeltjesversneller, niet alleen van de huidige maar hoogstwaarschijnlijk ook van de toekomstige. Ze biedt ons dus een manier om interacties bij energieën buiten acceleratorbereik te onderzoeken. Kosmische straling biedt ook nieuwe mogelijkheden om het heelal te observeren. Ze bestaat echter hoofdzakelijk uit geladen deeltjes die afgebogen worden door de magnetische velden van bijvoorbeeld de Aarde, ons zonnestelsel, de Melkweg of interstellaire materie. De richtingsinformatie gaat bijgevolg verloren. De afbuiging wordt wel kleiner naarmate de energie van de deeltjes groter wordt, zelfs zodanig dat de meest hoogenergetische deeltjes in veel gevallen wel terugwijzen naar hun bron. Daarenboven beletten de magnetische velden amper het onderzoek naar de samenstelling en het energiespectrum van de kosmische straling, dat zeer interessante informatie levert of zal leveren over enkele spectaculaire processen in het heelal. 1.3 Extensive Air Showers Een Extensive Air Showers (EAS) wordt veroorzaakt door een hoogenergetisch kosmisch deeltje dat interageert met een atoomkern in de atmosfeer. Bij dit proces ontstaan secundaire deeltjes die op hun beurt interageren met kernen zodat nog meer deeltjes worden gecreëerd. Er ontstaat een lawine van deeltjes, een Extensive Air Shower. In wat volgt zal de uitdrukking EAS vaak vervangen worden door air shower of nog korter shower. Het inducerende deeltje wordt meestal aangeduid als het primaire deeltje, de deeltjes in de EAS als secundaire deeltjes of shower deeltjes. Met de primaire energie of de shower energie wordt de energie van het primaire deeltje bedoeld.

13 1. Kosmische Straling Opvallendste kenmerken Figuur 1.1 toont een EAS met als primair deeltje een proton met een initi ele energie van 1 TeV. Deze figuur laat toe enkele algemene eigenschappen van EAS s heel eenvoudig te beschrijven. De fotonen, elektronen en positronen in een shower worden door kosmische stralingsfysici de elektromagnetische component (rood) genoemd. Deze component domineert duidelijk de muonische (groen) en de hadronische componenten (blauw). De muonen en hadronen blijven vooral geconcentreerd rond de dense shower as, de elektromagnetische deeltjes zwermen sneller uit. De shower wordt eerst steeds groter, bereikt op een bepaalde hoogte een maximaal aantal deeltjes, krimpt dan weer en lost tenslotte langzaam op, als ze tenminste niet ergens in dat proces het aardoppervlak raakt. Het snijpunt van de shower as en het aardoppervlak wordt de shower kern of core genoemd. Figuur 1.1: Een met CORSIKA gesimuleerde EAS ge ınduceerd door een proton met een initi ele energie van 1 TeV. De rode lijnen stellen de banen voor van elektronen, fotonen en positronen, de groene lijnen de banen van muonen en de blauwe lijnen die van hadronen. De hoogte van de figuur stelt 3 km voor, de breedte km [21]. De secundaire deeltjes van een shower bevinden zich in een dunne schijf die met nagenoeg de lichtsnelheid beweegt. Deze schijf wordt het shower front genoemd. Het shower front is zeer dun en dichtbevolkt in het centrum. Verder weg van de shower kern wordt het ijler en dikker. Het shower front bezit een zekere kromming die afhangt van de tijd sinds de eerste interactie, de energie en het type van het primaire deeltje.

14 Extensive Air Showers Interacties Hieronder worden enkel de belangrijkste interacties in een EAS kort beschreven [2]. Een invallend proton botst op een kern in de atmosfeer en ondergaat daarbij meestal één van de volgende reacties: p + p p + n + π + p + n p + p + π p + p p + p + π De secundaire protonen en neutronen ondergaan dezelfde reacties. Bij elke interactie wordt de energie van het oorspronkelijke proton verder verdeeld totdat de reactie uiteindelijk stilvalt. Geladen pionen kunnen hadronische interacties ondergaan waarbij nog meer mesonen worden gevormd of vervallen volgens: π + µ + + ν µ π µ + ν µ De interactietijd en de vervaltijd zijn immers van dezelfde grootte-orde. Bij neutrale pionen is de vervaltijd veel korter dan de interactietijd. Ze vervallen bijna onmiddellijk volgens: π γγ De vervaltijd van muonen is veel kleiner dan hun interactietijd zodat ze meestal vervallen volgens µ e + ν e + ν µ µ + e + + ν e + ν µ De vervaltijd is in principe ook te kort om de afstand tot het aardoppervlak te overbruggen, maar door het relativistische effect van tijdsdilatatie kan een groot deel van de muonen het aardoppervlak bereiken en er zelfs diep in doordringen alvorens te vervallen. De fotonen uit het pionverval en de elektronen en positronen uit het muonverval komen terecht in een cyclus: Door Brehmsstrahlung zenden de elektronen en positronen harde fotonen uit. Deze en de fotonen uit het pionverval gaan over naar elektron-positronparen die op hun beurt harde fotonen uitzenden bij Brehmsstrahlung. De energie wordt steeds verder verdeeld tot de cyclus uiteindelijk stilvalt.

15 1. Kosmische Straling 5 Čerenkovlicht Als geladen deeltjes in een medium bewegen met een snelheid groter dan de lichtsnelheid in dat medium dan zenden ze licht uit, Čerenkovlicht. Het gaat meestal om blauw of ultraviolet licht dat steeds in een ruimtehoek met openingshoek cos(θ) = c/(v n) wordt uitgezonden waarbij n de brekingsindex is van het medium en v de snelheid van het geladen deeltje. Dit proces speelt een relatief kleine rol in de evolutie van een EAS, maar is wel belangrijk voor de detectie ervan Kosmische Straling Detecteren via EAS s De detectie van kosmische straling met energie kleiner dan 15 ev kan rechtstreeks gebeuren. De flux bij deze energieën is groot genoeg om met een relatief klein detectoroppervlak voldoende data te verzamelen. Naar gelang de grootte van de detector wordt deze met een ballon tot op grote hoogte gebracht of op een ruimtetuig gemonteerd zodat de kosmische deeltjes zelf en niet de secundaire deeltjes van hun EAS s worden gedetecteerd. Voor grotere energieën wordt de flux zo klein dat enorme detectoroppervlakken nodig zijn. De bouw ervan is zeer kostelijk en het zou simpelweg ondoenbaar zijn om ze op grote hoogte te brengen. Daarom wordt er onrechtstreeks gewerkt, via EAS s. Een groot deel van hen bereikt het aardoppervlak en kan worden gedetecteerd met behulp van een detector array. Dit is een verzameling van relatief kleine deeltjesdetectoren (orde m 2 ) die verspreid staan over een relatief groot gebied (orde km 2 tot km 2 ). EAS s worden dan gedetecteerd door coïncidente signalen in de afzonderlijke deeltjesdetectoren. Twee actuele voorbeelden van detector arrays zijn het Pierre Auger Observatorium in Argentinië en IceTop in Antarctica. De deeltjesdetectoren bij deze projecten zijn Čerenkovtanks gevuld met respectievelijk water en ijs. In deze tanks wordt het Čerenkovlicht gedetecteerd dat uitgezonden wordt door invallende shower deeltjes. Het Auger project heeft 16 Čerenkovtanks met oppervlakte m2 verspreid over een gebied van 3 km 2. Eén van deze tanks is te zien op de foto in figuur 1.2. IceTop is momenteel in aanbouw en zal uiteindelijk beschikken over 16 detectoren van 2.3 m 2 verdeeld over een gebied van 1 km 2. Een ander voorbeeld van een detector array is het gewezen SPASE-1, waarbij de

16 Extensive Air Showers Figuur 1.2: E en van de 16 Figuur 1.3: Een fluorescentie detecor van ˇ Cerenkovtanks van het Pierre Auger het Pierre Auger Observatorium. Rechts Observatorium. de spiegel die het fluorescente licht weerkaatst naar de lichtdetectoren linksboven. deeltjesdetectoren bestonden uit scintillatoren. Bij deze techniek worden shower deeltjes gedetecteerd via het licht uitgezonden door de fluorescerende moleculen langs de baan van de deeltjes in het scintillatormateriaal. ˇ Twee andere types van EAS-detectoren zijn Cerenkovtelescopen en fluorescentiedeˇ tectoren. Bij de eerste techniek wordt met behulp van een telescoop het Cerenkovlicht geregistreerd dat de secundaire deeltjes van de shower uitzenden tijdens hun reis door ˇ de atmosfeer. Omdat Cerenkovlicht nagenoeg dezelfde richting heeft als de uitzendende deeltjes kunnen enkel showers gedetecteerd worden waarvan de kernen binnen een straal van ongeveer m rond de telescoop vallen[2]. Als voorbeeld is op de foto in figuur 1.4 ˇ de MAGIC Cerekovtelscoop te zien die zich specialiseert in de detectie van air showers ge ınduceerd door gammastralen. Fluorescentiedetectoren meten het licht uitgezonden door het spoor fluorescerende stikstofmoleculen in de atmosfeer die de doorgang van een shower veroorzaakt. In teˇ genstelling tot Cerenkovlicht wordt fluorescentielicht isotroop uitgezonden zodat e en detector volstaat om een groot volume in de atmosfeer te observeren. De isotropie brengt echter wel een hoge ondergrens voor de detecteerbare primaire deeltjes met zich mee. Fluorescentiedetectie is dus ideaal voor het detecteren van de hoogenergetische showers met hun kleine flux. De grootste shower energie ooit werd geregistreerd door de fluorescentie detector HiRes en bedraagt 3 2 ev.

17 1. Kosmische Straling 7 Figuur 1.4: De MAGIC Čerenkovtelescoop met een straal van 17 m heeft een oppervlak van 236 m 2 aan spiegels. Detector arrays hebben als voordeel op de Čerenkovtelescopen en de fluorescentiedetectoren dat ze op elk moment kunnen werken. De laatste twee technieken kunnen enkel in werking treden bij wolkenloze en maanloze nachten, maar hebben als grote voordeel dat ze een zeer goed beeld geven van de totale energie van de shower, die ongeveer gelijk is aan de energie van het primaire deeltje. Het Pierre Auger Observatorium is een hybride detector waar een detector array en fluorescentiedetectors elkaar aanvullen. Eén van deze fluorescentiedetectors is te zien in figuur Energiespectrum Figuur 1.5 toont het energiespectrum van de kosmische straling aan de bovenzijde van onze atmosfeer. De opvallendste kenmerken zijn het grote gebied waarover de energie en de flux variëren (de beide assen zijn logaritmisch), de hoge energie waarbij het spectrum eindigt, de steile helling en de quasi perfecte samengestelde machtswet voor energieën boven ev: dn = N(E)dE E γ de Het spectrum kan in vier gebieden worden verdeeld: Energie kleiner dan ev Het spectrum volgt hier geen machtswet omdat deeltjes met deze energie kunnen weerkaatsen op het magnetisch veld van de aarde en de zon.

18 Energiespectrum Figuur 1.5: Energiespectrum van de kosmische straling aan de bovenzijde van de atmosfeer [22].

19 1. Kosmische Straling 9 Onder de knie: Voor het energiegebied van ev tot 15 ev is γ 2.7. Er wordt algemeen verondersteld dat deze deeltjes werden versneld in schokgolven die optreden na supernovaexplosies. Tot en met dit gebied kan de kosmische straling rechtstreeks worden gedetecteerd. Tussen knie en enkel Net voorbij 15 ev is er een kleine knik in het spectrum en de waarde van γ wordt gemiddeld 3.. Over de oorzaken van deze knik heerst nog heel wat onzekerheid en deze knik is dan ook een onderwerp van heel wat grote experimenten, zoals onder andere het IceTop experiment. Er wordt momenteel vooral rekening gehouden met de volgende twee mogelijke oorzaken: 1. Het afbreken van een versnellingsmechanisme De knik in het spectrum zou kunnen worden verklaard door het afbreken van het versnellingsmechanisme dat instaat voor de acceleratie van de deeltjes onder de knie, maar die verklaring heeft een aantal implicaties. Zo zou de knik in het spectrum er voor lichtere elementen bij een kleinere energie moeten komen dan voor zwaardere. Dit is min of meer experimenteel waargenomen en het blijkt dat de elementen net voorbij de knie gemiddeld zwaarder zijn dan er net voor, maar de verschillende experimenten komen niet goed overeen. Nog een implicatie van dit model is dat het het bestaan van deeltjes voorbij de knie erg moeilijk te verklaren maakt. Hiervoor zou een versnellingsmechanisme moeten bestaan met voorbij de knie het steilere spectrum maar dat onder de knie toch niet het andere versnellingsmechanisme domineert. Meer waarschijnlijk is dat het versnellingsmechanisme hetzelfde blijft als onder de knie, schokgolven na supernova-explosies dus, maar dat een hogere massa vereist is voor de ontploffende ster, zodat er voor kosmische deeltjes met hogere energieën steeds minder bronnen zullen zijn. 2. Het ontsnappen van de deeltjes uit de Melkweg De tweede mogelijke oorzaak is dat deeltjes met een energie voorbij de knie voldoende energie bezitten om het magnetisch veld van de melkweg te overwinnen en

20 1.5. Samenstelling te ontsnappen. De huidige kennis over de sterkte van het galactisch magnetisch veld spreekt dit echter tegen. Het grote probleem met deze knik is dat er voorlopig te weinig experimentele data is en vooral dat de data afkomstig van de verschillende experimenten moeilijk met elkaar te vergelijken valt. Dit is voornamelijk te wijten aan de onrechtstreekse detectiemethode (via EAS s) die in dit energiegebied moet worden gehanteerd. Het gevolg is dat er nog grote onzekerheid is over de chemische samenstelling in het kniegebied en over de exacte positie en de precieze vorm van de knie. Het is namelijk zo dat een deel van de experimenten net voor de knie een vervlakking waarnemen in het spectrum. Meer informatie uit dit energiegebied is nodig en daarin zal ook IceTop zijn rol spelen. Voorbij de enkel Iets voorbij 18 ev lijkt het spectrum weer wat af te vlakken. De fluxen in dit gebied zijn zeer klein, minder dan 1 deeltje per km 2 per jaar, wat grote statistische onzekerheid met zich meebrengt. De verschillende experimenten geven dan ook verschillende waarden voor γ. Deze knik wordt meestal verklaard door de overgang naar een ander versnellingsregime. Objecten die deze acceleratiemechanismen zouden kunnen bevatten zijn bijvoorbeeld clusters van galaxieën, radio galaxieën en Active Galactic Nuclei. Het voorkomen van deeltjes met energieën groter dan 18 ev vormt een bijkomend raadsel. Volgens de zogenaamde GZK-theorie kunnen deeltjes met deze energieën namelijk geen grote afstanden afleggen zonder energie te verliezen via interacties met de kosmische microgolfachtergrondstraling. Indien deze theorie correct is, dan betekent dit dat er op relatief korte afstand van de Melkweg extreme versnellingsmechanismen moeten plaatsvinden. Mogelijke objecten of processen die deze mechanismen veroorzaken werden nog niet geobserveerd. 1.5 Samenstelling Traditioneel vallen enkel de geladen kosmische deeltjes onder de noemer kosmische straling, maar vaak worden ook gammastralen in de definitie opgenomen. Neutrino s worden meestal apart behandeld daar ze enkel zwak interageren.

21 1. Kosmische Straling 11 In figuur 1.6 wordt de abundantie van de elementen in het zonnestelsel vergeleken met hun abundantie in de kosmische straling. De trends komen grofweg overeen maar er zijn toch grote verschillen. Wat vooral opvalt is de oververtegenwoordiging in de kosmische straling van de groep lichte elementen Li, Be en B en de vijf elementen Sc, Ti, V, Cr en Mn die Fe voorafgaan in de tabel van Mendeljev. De oorzaak hiervan is de fragmentatie van kernen in de kosmische straling bij interactie met interstellaire materie. Vooral C, O en Fe kernen fragmenteren en de twee voornoemde groepen elementen vormen een grote fractie van hun secundaire deeltjes. Dit fragmentatieproces kan niet alle verschillen tussen de twee abundanties verklaren zoals bijvoorbeeld de verschillen voor waterstof en helium. De theorieën die deze verschillen trachten te verklaren zijn voorlopig nog zeer speculatief. In ieder geval bestaat de kosmische straling hoofdzakelijk uit protonen (86%). Verder zijn er ook nog heliumkernen (11%), zwaardere kernen tot uranium (1%) en elektronen (2%) [3]. Figuur 1.6: Abundantie van de chemische elementen in kosmische straling en in het zonnestelsel (Uit [3]).

22 Samenstelling

23 Hoofdstuk 2 IceTop De detector array IceTop wordt momenteel gebouwd in Antarctica als onderdeel van de neutrinotelescoop IceCube. IceTop zal bij afwerking in 211 bestaan uit 8 stations verspreid over 1 km 2 en geplaatst in een triangulair rooster op een onderlinge afstand van 125 m. Elk station bestaat uit twee Čerenkovtanks, m uit elkaar, met een oppervlakte van 2.3 m 2 en gevuld met ijs. Elke tank bevat twee gesofisticeerde lichtdetectoren. IceTop werd ontworpen om het kniegebied in het energiespectrum van de kosmische straling grondig te kunnen onderzoeken en ook voor hogere energieën tot 18 ev voldoende data te verzamelen. Het unieke aan IceTop is dat voor dit energiegebied ook de muonische component van de air showers kan worden onderzocht dankzij de aanwezigheid van de neutrinodetector InIce. Dit zal uiteindelijk belangrijke informatie verschaffen over de energie van de primaire deeltjes van de showers, maar wat nog belangrijker is, ook over de massa van de primaire deeltjes. Dankzij deze eigenschap zal IceTop een belangrijke plaats innemen binnen het onderzoek naar de kosmische straling in het energiegebied van deze detector. De informatie uit dit deel is behalve waar anders aangeduid afkomstig uit de referenties [1, 4 6]. 2.1 De Digitale Optische Module De De Digitale Optische Modules (DOM s) (figuur 2.1) zijn de basiscomponenten van IceCube. Het zijn toestellen die licht detecteren met behulp van een Photon Multi- 13

24 Het InIce gedeelte van IceCube plier Tube (PMT 1 ), de signalen onmiddellijk digitaliseren, tijdelijk opslaan en indien nodig doorsturen naar het centrale Data AQuisitie systeem (DAQ). Ook zijn ze in staat te communiceren met naburige DOM s en de DAQ. Als er nieuwe ideeën of inzichten ontstaan kunnen de DOM s steeds herprogrammeerd worden. Alle componenten van de DOM zijn vervat in een bolvormige en drukvaste behuizing van 35.6 cm diameter. Dankzij de onmiddellijke digitalisatie van de PMT-signalen in de DOM zelf gaat er geen informatie verloren in de kilometerslange weg tussen de DOM en de DAQ. De communicatie tussen DOM s onderling en tussen DOM en DAQ maakt het mogelijk de informatiestroom te beperken door zowel lokaal als globaal te triggeren. De gedigitaliseerde PMT-signalen worden enkel bij een trigger doorgestuurd zodat de bandbreedte beperkt blijft. Naast de PMT zijn de belangrijkste onderdelen de Analog Transient Waveform Digitizer (ATWD) en de Fast Analog to Digital Converter (FADC). Zij halen PMTsignalen binnen om ze te digitaliseren. De ATWD beschikt over 4 kanalen met elk 128 samples en een tijdsvenster van 422 ns [6]. Drie van de vier kanalen halen PMTsignalen binnen bij 3 verschillende versterkingen:.25, 2 en 16 [2]. Zo worden kleine signalen goed versterkt en zullen in de Low Gain DOM (LG DOM, zie deel 2.3) niet gesatureerde PMT-signalen ook niet satureren in tenminste één ATWD-kanaal. Het vierde kanaal kan worden geprogrammeerd en wordt standaard aangewend om de andere kanalen te kalibreren. De FADC heeft één kanaal met 256 samples en een tijdsvenster van 6.4 µs [4]. De FADC kan dus veel langere signalen aan dan de ATWD. Tijdens het uitlezen van de ATWD gaat relatief veel tijd verloren, daarom zijn er om de dode tijd 2 te verkleinen in elke DOM twee ATWD s aanwezig. 2.2 Het InIce gedeelte van IceCube De neutrinotelescoop IceCube bestaat uit IceTop en InIce (figuur 2.2). Bij het einde van de constructie in 2 zal InIce bestaan uit 8 snoeren waaraan telkens 6 DOM s gekoppeld zijn. De snoeren worden in een triangulair rooster geplaatst waarbij twee naburige snoeren telkens ongeveer 125 m uit elkaar liggen. Ze worden ingevroren in 1 PMT: een lichtdetector die minieme hoeveelheden licht kan omzetten in een meetbaar elektrisch signaal. 2 De tijdspanne waarbinnen de detector geen signalen kan verwerken.

25 2. IceTop 15 Figuur 2.1: De Digitale Optische Module (DOM). Het Mu-metal grid beschermt de PMT tegen magnetische interferrentie, het delay board zorgt voor een vertraging van het signaal zodat wanneer de PMT een signaal geeft er tijd is om de ATWD en FADC te activeren, het Mainboard verwerkt de data en bevat onder andere de FADC en ATWD, het Flasher Board is een belangrijk element bij de kalibratie van InIce, de HV Divider voorziet de PMT van hoogspanning en de Penetrator verzorgt het contact met de buitenwereld.

26 Het InIce gedeelte van IceCube het antarctisch ijs met behulp van een hot water drill. Die boort een 2.4 km diep gat in het ijs, waarlangs een snoer naar beneden wordt gelaten. De bovenste DOM van elke snoer bevindt zich 1.4 km onder het ijsoppervlak, de onderste een kilometer lager. Tot nu toe werden al 22 snoeren geplaatst. Uiteindelijk zal InIce over een effectief detectorvolume van ongeveer 1 km 3 beschikken. Deze grootte is noodzakelijk door de uiterst kleine werkzame doorsnede van neutrino s. Het vooropgestelde energiebereik voor de neutrino s detecteerbaar met IceCube gaat van 11 ev tot 21 ev. Figuur 2.2: IceIce (onder) en IceTop (boven) in verhouding tot de Eiffeltoren. Neutrino s worden gedetecteerd via het Čerenkovlicht afkomstig van de secundaire deeltjes en dan vooral de secundaire muonen die vrijkomen bij uiterst zeldzame botsingen tussen neutrino s en kernen in het ijs. Uit de amplitudes en de tijdsinformatie

27 2. IceTop 17 van de DOM-signalen kan de richting, de energie en het type van het neutrino worden gereconstrueerd. Op de diepte waar de DOM s worden geplaatst is het ijs van goede optische kwaliteit. Het is glashelder, bevat weinig stof, luchtbellen of barsten. Ook heeft InIce geen last van bioluminescentie in tegenstelling tot gelijkaardige detectoren in water zoals bijvoorbeeld ANTARES [7]. De belangrijkste achtergrond voor deze detector wordt veroorzaakt door de in EAS s gevormde atmosferische muonen. Een deel daarvan is in staat het ijs te penetreren tot op InIce diepte en kan daar verkeerdelijk als een neutrino event gedetecteerd worden. Om komaf te maken met deze achtergrond worden enkel events beschouwd waarvan de gereconstrueerde bewegingsrichting van onder naar boven wijst. Hoogenergetische neutrino s reizen immers in tegenstelling tot de atmosferische muonen moeiteloos door de volledige aarde. De motivatie om kosmische neutrino s te observeren is groot. Doordat ze ongeladen zijn en door hun minieme werkzame doorsnede, zijn ze in staat grote hoeveelheden materie te doorkruisen zonder dat de richtingsinformatie verloren gaat en wijzen ze dus rechtstreeks terug naar hun bron. Over de mogelijke bronnen van hoogenergetische neutrino s bestaan enkele spannende ideeën. Ze gaan van algemeen aanvaard zoals supernova-explosies en hun overblijfselen tot zeer speculatief zoals Weakly Interacting Massive Particles (WIMP s). 2.3 De Air Shower Detector IceTop Locatie De ligging van IceTop is heel voordelig voor de detectie van EAS s. De array valt bijna exact samen met de magnetische zuidpool, zodat de kosmische straling en zijn EAS s amper worden afgebogen door het aardmagnetisch veld. Daarenboven ligt IceTop bijna 3 m boven zeeniveau. Dit is iets lager dan de gemiddelde hoogte waarop een EAS in het IceTop energiegebied zijn maximum aantal deeltjes bereikt. Daardoor zullen de effecten van fluctuaties in bijvoorbeeld de deeltjesdichtheid en de energiedichtheid van de showers klein zijn.

28 De Air Shower Detector IceTop De Čerenkovtanks Bij IceTop worden de deeltjes van de EAS s gedetecteerd via het Čerenkovlicht dat ze produceren tijdens hun reis door het ijs in de tanks. Een schema van de IceTop tanks is te vinden in figuur 2.3. Elke tank bevat een cilinder ijs met een hoogte van 9 cm en een diameter van 1.86 m. Het Čerenkovlicht wordt gedetecteerd door de twee DOM s die aan de bovenkant van de cilinder voor de helft zijn ingevroren en waarvan de PMT s naar beneden zijn gericht. observation level particle (energy, type, direction) perlite IceTop tank insulation 2 DOMs 1 FCU water/ice medium Cherenkov light tankheight 1 m tank liner (diffuse) 1 Circulation Pomp 1 Degasser tankdiameter 1.86 m Figuur 2.3: Schema van een IceTop Čerenkovtank De tank liner en de perlite deklaag zorgen voor een optimale reflectiviteit. Bij metingen met Čerenkovtanks is er namelijk steeds een conflict tussen tijdsresolutie en energieresolutie. Als de binnenkant van de tanks volledig reflecterend wordt gemaakt is de energieresolutie maximaal, maar fotonen kunnen lange tijd overleven in de tanks zodat het signaal wordt uitgesmeerd in de tijd. Om beide resoluties aanvaardbaar te houden, werd voor de binnenkant van de tanks bewust voor een goede, maar niet de best mogelijke reflectiviteit gekozen. Andere belangrijke componenten van de tanks zijn de isolatie die de temperatuurschommelingen in de tanks zoveel mogelijk moet beperken en de Freeze Control Unit (FCU), de ontgasser en de circulatiepomp die het invriezingsproces controleren dat meer dan zes maanden duurt. De tanks worden geïnstalleerd in sleuven in de sneeuw (figuur 2.5) die nadien weer worden opgevuld. Zo worden ophopingen van sneeuw en ijs rond de tanks vermeden.

29 2. IceTop 19 Bovenop de tanks ligt een dunne laag sneeuw. Figuur 2.4: Een net ge ınstalleerde Figuur 2.5: Een IceTop station. De ˇ Cerenkovtank langs de binnenkant. De ˇ Cerenkovtanks worden in sleuven ge- tanks zijn nog gevuld met water, de twee plaatst die nadien weer worden opgevuld DOM s zijn voor de helft ondergedompeld zodat geen ophopingen van sneeuw en ijs en naar beneden gericht. ontstaan rond de tanks. Grenzen van het Energiespectrum vs. Detectordesign De ondergrens van 3 TeV is afkomstig van de 125 m afstand tussen twee stations. Om een goede reconstructie van een air shower mogelijk te maken zijn namelijk minstens vier stations nodig. De oppervlakte daardoor bepaald is de typische oppervlakte waarbinnen de deeltjes van een 3 TeV EAS vallen. De oppervlakte van 1 km2 zal voor statistisch bruikbare data zorgen voor EAS s met energie en tot 18 ev. Deze bovengrens stelt ook eisen aan het tankdesign. Wanneer een EAS invalt op de array zullen een klein aantal tanks in de buurt van de shower kern een groot signaal opmeten, terwijl de tanks verder weg van de shower kern kleinere signalen opmeten. Voor metingen aan de rand van de EAS is het dan ook ideaal als er gevoeligheid is voor e en enkel foto-elektron in de PMT. Voor deze signalen is de achtergrond erg groot maar dit kan worden opgelost door co ıncidentie te eisen tussen de twee tanks in een station. Om nu ook de energie-afzetting van een 18 ev shower in de buurt van de kern te bestuderen, is het nodig dat de detectoren op ongeveer m van de kern niet satureren. Het is moeilijk om in e en module het dynamisch bereik te ˇ realiseren dat de twee extreme situaties omvat. Daarom werden in de Cerenkovtanks

30 De Air Shower Detector IceTop twee DOM s geplaatst. De High Gain (HG) DOM met een versterking van 5 6 is gevoelig voor één enkel foto-elektron, de Low Gain (LG) DOM die een versterking heeft van 5 4 is minder gevoelig maar kan sterkere signalen aan. Triggering De tanks worden aan een hoog tempo (orde khz) geraakt door enkelvoudige deeltjes, afkomstig van kleine EAS s die nagenoeg opgelost zijn in de atmosfeer. Om deze achtergrond zoveel mogelijk te vermijden wordt van de signalen dei geregistreerd worden in een station coïncidentie geëist tussen de twee tanks. Enkel dan wordt het signaal als afkomstig van een EAS beschouwd en wordt een lokale trigger verzonden naar de centrale DAQ. Als daar binnen het globale trigger tijdsvenster van ongeveer 6 ns van minstens zes DOM s afkomstig van een lokaal getriggerd station een signaal wordt geregistreerd, dan wordt er globaal getriggerd en vraagt de DAQ de gedigitaliseerde PMT-signalen op. Kalibratie van de IceTop tanks Naast getriggerde events wordt ook kalibratiedata verzameld. Dit gebeurt door wekelijks de IceTop detector gedurende drie minuten in kalibratiemode te plaatsen. Daarbij wordt geen coïncidentie geëist en worden de gains van de beide DOM s ingesteld op 5 6. Figuur 2.6 toont voor deze events het ladingspectrum van één bepaalde DOM. De lading wordt meestal zoals in de figuur uitgedrukt in het aantal foto-elektronen (pe) dat instaat voor het signaal. De piek is afkomstig van muonen die de volledige tank doorkruisen. Deze piek wordt verbreed door angulaire distributie en fluctuaties in de energieafzetting. De events voor de piek zijn afkomstig van zachte elektronen en gammastralen die oplossen in de tank, de events voorbij de piek zijn afkomstig van EAS s. De positie van deze piek kan worden gebruikt om de tankonafhankelijke energie-eenheid VEM ( Vertical Equivalent Muon ) te bepalen. Eén VEM is het aantal pe s dat een muon produceert bij een verticaal en volledig doorkruisen van een tank. Dit is een energie-eenheid waarin de energieafzetting van shower deeltjes kan worden uitgedrukt onafhankelijk van de tanks. Het volgende vereenvoudigde voorbeeld maakt veel duidelijk. Als een elektron door één tank gaat zal het een bepaalde hoeveelheid energie afzetten in de vorm van Čerenkovfotonen die de productie van een bepaald aantal pe s in de PMT s zullen veroorzaken. Als een ander elektron met exact dezelfde eigenschappen op precies dezelfde manier door een

31 2. IceTop 21 andere tank gaat, zullen daarbij niet exact hetzelfde aantal pe s geproduceerd worden. Bijvoorbeeld plooitje in de tankliner, de perlite korreltjes bovenop de ijsblok die iets anders gerangschikt zijn of wat luchtbelletjes in het ijs kunnen daarvan de oorzaak zijn. Alhoewel de twee elektronen dezelfde energie in de respectievelijk in het ijs van de tanks afgezet hebben, werd een verschillend aantal pe s geproduceerd en heeft dit verschil enkel te maken met de individuele verschillen tussen de tanks. Door voor elke tank apart de omzettingsfactor van pe naar VEM te bepalen, kunnen de kleine verschillen opgevangen worden en is de energie-afzettingen uitgedrukt in VEM tankonafhankelijk. Figuur 2.6: Kalibratiespectrum: ladingsdistributie van enkelvoudige tankhits 2.4 IceTop als oppervlaktedetector van InIce IceTop is eerst en vooral gebouwd in functie van InIce. Dit laat zich merken in het design van IceTop. De m tussen de twee tanks in een station heeft bijvoorbeeld te maken met de vetofunctie van IceTop voor IceCube, de stations worden gebouwd boven de snoeren van IceCube om kosten te besparen en de 125 m tussen de snoeren en dus ook tussen de stations heeft hoofdzakelijk met het InIce design te maken.

32 IceTop als oppervlaktedetector van InIce Kalibratie Een groot aantal muonenbundels worden zowel gedetecteerd door IceTop als door InIce. Deze kunnen dan worden gebruikt om bijvoorbeeld de richtingsreconstructie van de twee detectoren met elkaar te vergelijken, de energie-afzetting van muonenbundels in de DOM s van InIce te bestuderen en de timing resolutie van InIce te controleren. Veto IceTop kan ook veto s produceren voor InIce. EAS s met energie vanaf 3 TeV kunnen muonen bevatten die over voldoende energie beschikken om door te dringen tot op InIce-diepte. De afstand tussen twee tanks in een station is zo gekozen dat een air shower met deze kleine energie er een coïncident signaal kan veroorzaken, als de core tenminste dicht genoeg bij het station ligt. Ongeveer % van deze kleine EAS s die binnen het detectoroppervlak vallen zouden zo moeten worden gedetecteerd. Deze fractie is voldoende om te bestuderen in welke mate InIce atmosferische muonen kan onderscheiden van muonen afkomstig van neutrino-events. Van de EAS s met grotere energie zal natuurlijk een groter percentage door IceTop worden gedetecteerd.

33 Hoofdstuk 3 IceCube Software De IceCube software speelt een belangrijke rol bij dit onderzoek. In de volgende hoofdstukken zullen dan ook regelmatig bepaalde componenten van deze software besproken worden. Daarom wordt hier een heel kort hoofdstuk gewijd aan de structuur en de algemene principes van de IceCube software. De IceCube software is opgedeeld in een aantal meta-projecten die elk verschillende software projecten bevatten. De drie belangrijkste meta-projecten, toch zeker voor dit onderzoek, zijn de IceCube Offline Software [8], IceRec [9] en het simulatie meta-project []. De Offline Software wordt hieronder beschreven. In het simulatie meta-project bevindt zich de software voor de simulatie van IceCube. IceRec bevat hoofdzakelijk modules die uit de tanksignalen eigenschappen van het primaire deeltje trachten te reconstrueren. Componenten van deze laatste twee meta-projecten zullen in de volgende hoofdstukken aan bod komen. Offline Software De Offline Software bevat de volgende grote basiscomponenten van de IceCube software: IceTray Modulariteit is het belangrijkste principe van de IceCube software. Dit betekent dat verschillende taken zoals het inlezen van data, bepaalde kalibraties, reconstructies of simulaties zo veel mogelijk worden verdeeld over onafhankelijke modules. Een volledige toepassing kan dan uitgevoerd worden door de gewenste modules te verzamelen en ze in 23

34 24 de juiste volgorde te plaatsen in het zogenaamde framework, een basisstructuur voor de software. Dat zal de modules dan één voor één oproepen en hun taak laten uitvoeren. IceTray [11] is het framework van de IceCube sofware. Het levert data aan de modules onder de vorm van onafhankelijke frames. Een frame bevat data die de toestand van de detector beschrijven op een bepaald moment of gedurende een korte periode. Het kan om traag variërende data gaan zoals de geometrie van de detector, kalibratiedata of de status van de detector of uit informatie afkomstig uit een heel kort tijdsvenster, bijvoorbeeld de DOM-signalen die horen bij één getriggerd event zoals een air shower gedetecteerd door IceTop of een neutrino gedetecteerd door InIce. De modules kunnen niet op zichzelf werken, hun methodes moeten worden opgeroepen door het framework. Er is ook geen rechtstreeks contact tussen de modules onderling: IceTray dropt een frame in de inbox van een module, de module gebruikt de informatie uit het frame, voert zijn taak uit en voegt eventueel data toe aan het frame. Vervolgens dropt de module het frame in zijn outbox vanwaar IceTray het naar de inbox van de volgende module brengt. Deze manier van werken heeft grote voordelen: De fysisch relevante code is gescheiden van de zuiver softwarematige code, de uitwisseling van data is eenvoudig dankzij het systeem van inboxen en outboxen en de opdracht van één module is meestal vrij beperkt. Dit maakt zowel het gebruik van bestaande modules als het ontwikkelen van nieuwe relatief eenvoudig. Dataklasses De Offline Software beschikt over verschillende data containers of dataklasses zoals bijvoorbeeld de frames hierboven beschreven. De data die zij bevatten is vervat in andere dataklasses en het is onder die vorm dat de verschillende modules informatie uit een frame halen of eraan toevoegen. Services Services zijn hulpmiddelen die door verschillende modules worden gebruikt. Ze kunnen bijvoorbeeld willekeurige getallen leveren, toegang verschaffen tot databases of helpen bij het inlezen van files.

35 3. IceCube Software 25 De I/O Modules Dit zijn modules voor het inlezen of uitschrijven van data.

36 26

37 Hoofdstuk 4 Simulatie van IceTop Bij het onderzoek voor deze scriptie werden gesimuleerde Extensive Air Showers geworpen op een volledige detectorsimulatie van IceTop. Vervolgens werden op de gesimuleerde IceTop data enkele reconstructiemethodes toegepast uit het IceRec meta-project. De resultaten van deze methodes, schattingen voor de posities van de shower kernen, de invalsrichtingen en de energie van de showers werden vergeleken met de werkelijke eigenschappen van de gesimuleerde showers. De simulatie van de EAS s gebeurde met CORSIKA [12], de simulatie van IceTop gebeurde met modules en services uit het simulatie meta-project. In dit hoofdstuk wordt een bespreking van de voor dit onderzoek gebruikte simulatiemodules voorafgegaan door een korte beschrijving van CORSIKA en een reflectie over het belang van detectorsimulatie. Op het einde zal een gedetailleerd overzicht worden gegeven van de uitvoering en de resultaten van de simulaties voor dit onderzoek. 4.1 Simulatie van EAS s met CORSIKA De gesimuleerde air showers die bij dit onderzoek werden gebruikt werden gegenereerd met CORSIKA ( COsmic Ray SImulation for KAscade ), een gedetailleerd Monte Carlo programma dat de volledige evolutie van een EAS simuleert. Het is specifiek ontworpen om niet enkel de juiste gemiddelde waarden van de observabelen zoals energiedensiteit en deeltjesdichtheid van de showers te voorspellen maar ook de correcte fluctuaties rond de gemiddelden. Daartoe worden alle processen die een waarneembare invloed kunnen hebben op de EAS opgenomen in de programmatuur, zowel degene die optreden bij 27

38 Belang van Detectorsimulatie de propagatie van een deeltje door de lucht als degene die optreden bij botsingen met luchtdeeltjes. Elk shower deeltje wordt gevolgd op zijn baan, zolang het rechtstreeks of onrechtstreeks waarneembaar blijft. Er wordt ook gewerkt met heel volledige modellen voor het aardmagnetisch veld en de atmosfeer. De grootste onzekerheid in de CORSIKA-simulaties zijn de modellen voor hoogenergetische hadronische interacties en voor extreem voorwaartse reacties. Beiden liggen buiten het bereik van experimenten aan deeltjesversnellers. Bij extreem voorwaartse reacties in een accelerator verdwijnen de beide deeltjes immers terug in de versneller zonder te worden gedetecteerd. Nochtans zijn de extreem voorwaartse reacties heel belangrijk in EAS s. Deze twee probleemgevallen zijn niet experimenteel te verifiëren en er moet worden geëxtrapoleerd. Het controleren van deze extrapolaties is dan ook een belangrijke motivaties voor het bestuderen van air showers. 4.2 Belang van Detectorsimulatie Om de signalen van de IceTop detector juist te kunnen interpreteren is het noodzakelijk dat de werking ervan goed wordt begrepen. Van cruciaal belang hierbij zijn volledige detector simulaties. Zowel de air showers als de detectie zelf zijn immers zeer complexe processen. Bij een volledige detectorsimulatie wordt elk proces vanaf het invallen van de (gesimuleerde) shower deeltjes tot en met de triggering en de registratie van de DOM-signalen in de DAQ gesimuleerd. Dankzij de volledige detectorsimulatie kan de invloed worden bestudeerd van elke aparte detectieparameter zoals bijvoorbeeld de tankafmetingen, de reflectiviteit van de tankwand, de hoogspanning van de PMT s, het digitalisatieproces en de trigger procedure. Er kan worden nagegaan hoe de detectieparameters invloed uitoefenen op de signaalparamters zoals de tijdsbepaling of de amplitude van de signalen, of de trigger efficiëntie (aantal getriggerde showers/aantal invallende showers). Daarbij zijn niet alleen de gemiddelde waarden van de signaalparameters van belang, maar ook de fluctuaties. Het is immers minstens even belangrijk te weten welk signaal kan worden verwacht bij de inval van een bepaalde shower als te weten hoever het signaal van deze verwachting kan afwijken. Een tweede heel belangrijke toepassing is het testen van reconstructiemethodes voor shower parameters zoals de energie, het type en de invalsrichting van het primair deeltje

39 4. Simulatie van IceTop 29 of de shower kern. Alhoewel er een aantal technieken zijn gebaseerd op experimentele data die een beeld geven van de juistheid van verschillende reconstructiemodules, kan toch worden gesteld dat volledige detectorsimulaties nodig zijn om kwantitatieve resultaten te bekomen. Daarbij worden de shower parameters van een gesimuleerde shower vergeleken met de resultaten die volgen uit de reconstructiemethodes toegepast op de detectorsignalen voor die shower. Het onderzoek in deze thesis concentreert zich hoofdzakelijk op deze laatste toepassing. 4.3 Simulatiemodules en Services voor IceTop Zoals vermeld in het vorige hoofdstuk kan met de IceCube software een volledige toepassing uitgevoerd worden door de juiste modules en services te verzamelen en die in de juiste volgorde in het framework te plaatsen. In dit en het volgende hoofdstuk zullen de modules en services besproken worden die voor dit onderzoek werden gebruikt en dit zal gebeuren in die volgorde waarin die modules en services in het framework werden geplaatst. Het schema in figuur 4.1 helpt het overzicht te bewaren. Alle relevante modules en services voor zowel de simulatie als de reconstructie zijn er aangeduid, telkens met een kleine samenvatting van hun functie en met de richting waarin de data door het framework van de ene module naar de volgende wordt getransporteerd. Hieronder zullen de modules voor het simulatiegedeelte uiteengezet worden. Ze zijn meestal onderdeel van het simulatie meta-project. De informatie in dit deel is afkomstig uit de code zelf en de bijhorende documentatie [13] Simulatie Services In de eerste stap van het simulatieproces wordt de detector array gedefinieerd. Alle detectorparameters zoals bijvoorbeeld de versterking van de PMT-signalen, de posities van de tanks en de DOM s en de kalibratiedata worden vastgelegd. Deze parameters zullen gebruikt worden bij de simulatie van de detectieprocessen, maar ook bij de reconstructie van de shower parameters. I3TextFileGeometryService legt de posities van de DOM s vast. worden ingelezen uit een tekst bestand. De coördinaten