The CONDOR Observatory: A Gamma-Ray Observatory with a 100 GeV Threshold at 5300 Meters Above Sea Level

Resumen Técnico: El Observatorio CONDOR

Enunciado del Problema
La astronomía de rayos cósmicos (RC) y de rayos gamma enfrenta una brecha de detección en el rango de energías de 100 GeV a 1 TeV. Mientras que los experimentos satelitales (por ejemplo, Fermi-LAT, AMS-02) miden eficazmente energías más bajas y los observatorios basados en tierra (por ejemplo, HAWC, LHAASO) cubren el rango de TeV a PeV, el régimen intermedio "sub-TeV" requiere condiciones específicas para maximizar la eficiencia de detección. El flujo de partículas primarias disminuye significativamente a energías más altas, y la atenuación atmosférica reduce el número de partículas secundarias que alcanzan los detectores a nivel del suelo. Para estudiar eficazmente la composición de los RC y las fuentes de rayos gamma en el rango de 100 GeV–1 TeV, un detector debe ubicarse a gran altitud para minimizar la profundidad atmosférica, preservando así la densidad de electrones y muones secundarios. Además, distinguir las lluvias atmosféricas inducidas por rayos gamma del fondo dominante de lluvias inducidas por protones sigue siendo un desafío crítico para los observatorios basados en tierra.

Metodología
El artículo presenta el diseño conceptual y el análisis de rendimiento de la Red Compacta de Detectores con Rango Orbital (CONDOR), un observatorio propuesto para ser instalado en el Cerro Toco en el Desierto de Atacama, Chile, a una altitud de 5.300 metros sobre el nivel del mar (m.s.n.m.).

• Diseño del Detector: El arreglo consta de 6.000 paneles de centelleo plástico (aproximadamente 1 m² cada uno) dispuestos en un arreglo central con un factor de llenado del 90%, cubriendo ~6.000 m², rodeado por una región periférica de veto. La huella total es de 14.000 m². Cada unidad utiliza barras de centelleo plástico extruido de bajo costo con un orificio central que alberga una fibra de desplazamiento de longitud de onda acoplada a un Fotodiodo de Avalancha de Silicio (SiPM). La electrónica de lectura se basa en ADCs de flash (placas uDAQ), y la sincronización temporal en todo el arreglo distribuido se logra mediante la tecnología White Rabbit (WR) para garantizar una precisión subnanosegundo.
• Marco de Simulación: El rendimiento se evaluó utilizando el marco de simulación Monte Carlo CORSIKA. Las simulaciones incorporaron las condiciones ambientales específicas de Atacama (alta altitud, baja presión, campo geomagnético local). El modelo EPOS se utilizó para interacciones hadrónicas de alta energía (100 GeV–1 TeV), mientras que GEISHA manejó los procesos de baja energía. Se simularon lluvias para rayos gamma y protones en energías desde 20 GeV hasta 800 GeV y ángulos cenitales desde 0° hasta 60°.
• Algoritmos de Reconstrucción y Discriminación:
  • Reconstrucción Angular: Se aplicó un método de ajuste planar a los tiempos de llegada y posiciones de las partículas secundarias en el sistema de coordenadas (x, y, t) para determinar la normal del frente de la lluvia y el ángulo cenital.
  • Reconstrucción de Energía: Se empleó un modelo híbrido de aprendizaje profundo que combina Redes Neuronales Convolucionales (CNN) y Transformadores para analizar los patrones de activación espaciotemporal del detector.
  • Discriminación de Partículas: Se desarrolló un algoritmo de etiquetado estadístico para distinguir eventos de rayos gamma de eventos de protones. Este método utiliza plantillas de alta estadística de las distribuciones radial ($r$) y temporal ($t$) de las partículas secundarias. Las lluvias desconocidas se clasifican ajustando sus distribuciones observadas a estas plantillas para derivar pesos estadísticos ($W_p$ y $W_\gamma$).
• Validación de Campo: Se realizó una expedición de selección de sitio en enero de 2023 en el Cerro Toco. Se desplegó una configuración de prueba de cadena completa, que incluía SiPMs, placas uDAQ y sincronización White Rabbit, para verificar la operabilidad remota y evaluar la estabilidad ambiental (específicamente los efectos de la temperatura en el ruido y el voltaje de polarización).

Resultados Clave

• Viabilidad del Sitio y Diseño: La expedición confirmó la viabilidad del sitio del Cerro Toco. Las pruebas de campo demostraron que las tasas de ruido de los SiPM y los niveles de pedestal son altamente sensibles a las variaciones de temperatura, lo que hace necesaria una esquema de voltaje de polarización dependiente de la temperatura para un funcionamiento estable. El sistema de sincronización White Rabbit se probó con éxito para la distribución de tiempo remota.
• Reconstrucción Angular: El ajuste planar reconstruyó con éxito los ángulos cenitales tanto para lluvias de fotones como de protones hasta aproximadamente 56°. La precisión de la reconstrucción se degrada en ángulos cenitales mayores (>56°) debido al menor número de partículas que alcanzan el detector, pero permanece robusta para ángulos de hasta 50°. El método es particularmente efectivo a grandes altitudes donde la dispersión atmosférica se minimiza.
• Resolución de Energía: La reconstrucción de energía basada en aprendizaje profundo muestra una resolución que mejora con el aumento de la energía primaria, impulsada por una mayor estadística de partículas.
• Discriminación Gamma-Protones: El algoritmo de etiquetado basado en plantillas demostró la capacidad de distinguir entre lluvias de rayos gamma y protones. Si bien las lluvias inducidas por fotones mostraron una alta consistencia en la identificación, el algoritmo enfrenta desafíos a bajas energías y grandes ángulos cenitales donde la densidad de partículas es baja. El estudio estableció una compensación entre eficiencia y pureza, demostrando que la distribución radial ($r$) es más efectiva para la clasificación que la distribución temporal ($t$).
• Sensibilidad: Las simulaciones predicen que CONDOR alcanzará una sensibilidad diferencial para fuentes puntuales superior a la de los observatorios existentes (HAWC, LHAASO) en el rango sub-TeV (100–1000 GeV). Se proyecta que llenará la brecha de sensibilidad entre los telescopios basados en el espacio y los arreglos de umbral alto basados en tierra, con un ciclo de trabajo del 90% para el monitoreo continuo de todo el cielo.

Significado y Afirmaciones
El artículo afirma que CONDOR representa un enfoque novedoso para la detección de rayos gamma y rayos cósmicos a gran altitud, distinguido por su umbral de energía excepcionalmente bajo de 100 GeV. Al aprovechar una ubicación de gran altitud (5.300 m.s.n.m.) y un diseño compacto con alto factor de llenado, CONDOR busca maximizar la detección de partículas secundarias de lluvias atmosféricas de baja energía.

Los autores posicionan a CONDOR como un instrumento complementario a los observatorios existentes:

1. Rango de Energía: Apunta al rango de 100 GeV–1 TeV, superponiéndose con las capacidades satelitales pero extendiéndose a energías más altas, mientras permanece sensible a energías más bajas que los arreglos actuales basados en tierra.
2. Modo Operativo: A diferencia de los telescopios de imagen Cherenkov que operan solo de noche con campos de visión estrechos, CONDOR está diseñado para el monitoreo de todo el cielo las 24 horas del día, los 7 días de la semana.
3. Impacto Científico: El observatorio tiene la intención de apoyar la investigación en física de astropartículas y astronomía multimensajero desde el Hemisferio Sur, ofreciendo ventajas observacionales únicas para estudiar el Centro Galáctico y las Nubes de Magallanes.

El estudio concluye que, si bien el diseño actual no incluye el etiquetado de muones (una característica presente en LHAASO y planificada para SWGO), la configuración propuesta es suficiente para demostrar la viabilidad de la detección de rayos gamma de baja energía y la discriminación de partículas. El trabajo futuro se centrará en refinar los algoritmos de reconstrucción y, potencialmente, incorporar sistemas de veto de muones subterráneos.