The

Pierre Auger Project

Surface Detector Electronics

Présentation du projet

en vue de la production de la carte unifiée

B.Courty - I.Pepe - S.Colonges - J.M. Brunet - L.Guglielmi - J.J. Jaeger - J.Waisbard - G.Tristram - B.Revenu

June 15 th, 2001

I ) Introduction :

L'Observatoire Pierre Auger

L'Observatoire Pierre Auger est un projet de détecteur de rayons cosmiques destiné à explorer un domaine de l'astrophysique dont la compréhension échappe à la communauté scientifique depuis trente-cinq ans. Sa réalisation mobilise une collaboration de près d'une vingtaine de pays et environ deux cents physiciens et ingénieurs ; c'est la première collaboration de dimension réellement mondiale dans ce domaine.

Le projet porte le nom de Pierre Auger en hommage à ce physicien français mondialement connu pour ses activités dans les domaines de la physique nucléaire et celui des rayons cosmiques (et aussi pour son action déterminante dans le développement des grandes institutions internationales telles que le CERN ou l'UNESCO). Il a été le premier, en 1938, à prédire l'existence des grandes gerbes atmosphériques et à les rattacher à celle de rayons cosmiques de très hautes énergies. C'est son souvenir et son rôle de pionnier dans le domaine des rayons cosmiques que nos collègues anglo-saxons ont voulu honorer en associant son nom à ce projet.

La construction du site Sud du détecteur a démarré dès la seconde moitié de 1999 et devrait durer quatre à cinq ans. En 2002, l'Observatoire Pierre Auger sera déjà le plus grand détecteur de rayons cosmiques au monde. La construction d`un site Nord pourrait commencer en 2003.

Le problème astrophysique

Au cours des décennies écoulées, une demi-douzaine de détecteurs ont observé une vingtaine de rayons cosmiques dont les énergies atteignent ou dépassent 1020 eV (électron-volts), c'est-à-dire plusieurs dizaines de joules ! Cette énergie (celle d'une balle de tennis servie par un champion ou un tir de penalty avec un ballon de football) est une énergie macroscopique, exceptionnelle pour une particule microscopique (rappelons que les énergies les plus élevées qu'on peut atteindre avec des accélérateurs sont un million de fois plus faibles). Selon nos connaissances présentes, aucun mécanisme astrophysique connu n'est capable d'accélérer des particules à de telles énergies.

De plus, pour une particule de cette énergie, l'univers est relativement opaque à cause du rayonnement fossile (à 2,7K) qui le baigne. Ceci est dû au fait que, au dessus d'environ 5x1019 eV, la perte d'énergie par collisions entre les rayons cosmiques et les photons de ce rayonnement devient très importante. Une conséquence de cette opacité est que de telles particules ne peuvent parcourir que des distances relativement faibles (à l'échelle cosmologique s'entend), de l'ordre de quelques dizaines de mégaparsecs (1 parsec = 3 années lumière) qui est typiquement la taille du super-amas local auquel appartient notre galaxie.

On est donc devant un problème extrêmement rare en physique : une observation expérimentale irréfutable qui résiste à l'interprétation théorique pendant plus d'un tiers de siècle. On sait que les sources de ces rayons cosmiques existent, et qu'elles sont proches de nous, mais on n'a aucune idée de ce qu'elles peuvent être ni où elles se trouvent exactement. Il s'agit donc d'un problème tout à fait fondamental dans le domaine de l'astrophysique et de la cosmologie, d'autant plus qu'il s'agit probablement des phénomènes les plus violents existant dans l'univers. C'est à ce problème que le projet de détecteur "Observatoire Pierre Auger" se propose d'apporter des réponses.

La contribution de la France

Nature et détection des rayons cosmiques

Qu'est-ce qu'un rayon cosmique?

Les rayons cosmiques sont simplement des particules ordinaires (noyaux atomiques, photons, neutrinos) produites par des mécanismes astrophysiques plus ou moins violents, qui peuvent aller des réactions de fusion au coeur des étoiles aux phénomènes exceptionnels provoqués par des trous noirs se trouvant au centre de certaines galaxies (noyaux actifs) en passant par les supernovæ (effondrement d'étoiles à bout de "carburant"), les collisions de galaxies, etc. Ces particules transportent avec elles des informations (leur énergie, direction, composition chimique etc...) qui permettent de remonter aux mécanismes qui est à leur origine et qui est le seul moyen dont nous disposons pour comprendre ces derniers.

En effet, contrairement à la plupart des autres domaines de la recherche fondamentale, l'astrophysique a la particularité d'échapper complètement au contrôle de l'expérimentateur : celui-ci ne peut pas provoquer les phénomènes qu'il veut étudier et qui ne lui sont donc accessibles qu'indirectement. Les seuls "messagers" qui nous permettent d'étudier les phénomènes astrophysiques à distance sont les ondes émises par les objets de l'étude (étoiles, galaxies etc...) et les rayons cosmiques.

Comment détecte-t-on un rayon cosmique?

Les techniques de détection de rayons cosmiques sont celles utilisées dans le domaine de la physique des particules. C'est la raison pour laquelle de plus en plus de physiciens dits "des hautes énergies", dont les instruments de travail privilégiés sont des détecteurs installés auprès d'accélérateurs, s'intéressent à l'astrophysique.

On peut grossièrement séparer les techniques de détection des rayons cosmiques en deux catégories. La première est celle des expériences embarquées sur des satellites. L'intérêt de cette technique est que les rayons cosmiques pénètrent directement dans le détecteur. Leur identification et la mesure de leur énergie est alors plus simple. L'inconvénient de cette technique est la taille limitée des détecteurs qu'on peut utiliser (les charges embarquées doivent rester faibles à cause du coût des lanceurs). Elle est donc réservée à des domaines où le flux de rayons cosmiques (le rythme avec lequel ces particules frappent l'atmosphère terrestre) reste élevé (la limite typique est de quelques rayons cosmiques par m2 et par an). De tels flux correspondent à des énergies de l'ordre de 1015 eV. Au-delà de cette valeur, la détection des rayons cosmiques nécessite des appareils couvrant de grandes superficies, donc des détecteurs au sol. Aux énergies les plus élevées, le flux des rayons cosmiques est extrêmement faible (un rayon cosmique par km2 et par siècle au-dessus 1020 eV), d'où la nécessité d'utiliser des détecteurs couvrant de très grandes superficies.

De tels détecteurs observent non pas directement les rayons cosmiques eux-mêmes mais les effets que ceux-ci provoquent en pénétrant dans l'atmosphère terrestre. Ces effets sont dus à une sorte de réaction en chaîne que le rayon cosmique primaire provoque en interagissant avec les molécules de l'atmosphère et en produisant un nombre gigantesque de particules secondaires. Ce sont ces grandes gerbes atmosphériques qui sont observées par les détecteurs.

La détection des grandes gerbes atmosphériques

L'Observatoire Pierre Auger vise à explorer en détail le domaine d'énergies supérieures à 1019 eV où l'origine des rayons cosmiques devient énigmatique. A ces énergies, les particules agissant dans les hautes couches de l'atmosphère (plusieurs dizaines de km) créent des gerbes dont l'impact au niveau du sol comporte environ 100 milliards de particules (photons et électrons essentiellement) réparties sur une dizaine de km2. Au cours de ce processus, les particules secondaires chargées qui ont été créées tout au long du développement de la gerbe provoquent dans l'atmosphère un phénomène lumineux dû à l'excitation des atomes d'azote de l'atmosphère qui se désexcitent en émettant une lumière de fluorescence dans toutes les directions.

L'Observatoire Pierre Auger est un détecteur hybride qui utilise deux des propriétés de la gerbe pour en analyser les caractéristiques et remonter au rayon cosmique initial. Il comporte un réseau géant de détecteurs qui ont pour but de compter les particules qui les frappent au niveau du sol et un télescope à fluorescence qui observe le profil longitudinal de la gerbe en captant la lumière de fluorescence émise par le passage des particules chargées dans l'atmosphère. Ces deux techniques sont redondantes et complémentaires à la fois (d'où l'appellation "hybride"). Elles permettent (par des méthodes d'analyse compliquées) de reconstruire la direction du rayon cosmique incident, de mesurer son énergie et, jusqu'à un certain point, d'identifier sa nature.

C'est un des buts principaux du projet Pierre Auger que d'apporter ces données expérimentales qui

font cruellement défaut, et ce en quantités suffisantes pour explorer ce domaine totalement en

friche.

Les sites de l'expérience

L'Observatoire Pierre Auger est supposé accumuler des données sur de nombreuses années mais sa taille doit être suffisante pour obtenir assez rapidement des éléments de réponses aux questions que soulèvent ces ``super-rayons cosmiques". Elle a été fixée de manière à accumuler 300 événements au-dessus de 1020 eV et 30000 au dessus de 1019 eV, en l'espace de cinq ans. Elle doit être de 6000 km2.

Le détecteur sera en fait construit sur deux sites distincts, chacun de 3000 km2 (typiquement la

taille d'un département français). Chaque réseau sera accompagné de trois télescopes à

fluorescence conçus suivant la technique du Fly's Eye (Oeil de Mouche), spécialité d'un groupe de

l'Université de Salt Lake City (Etats-Unis).

Pourquoi deux sites et non un seul?

En l'absence totale de toute information sur la nature et la localisation des sources de ces super-rayons cosmiques, il est important de s'assurer que l'Observatoire Pierre Auger sera susceptible d'observer le ciel dans son intégralité. Or, un seul détecteur, où qu'il soit placé, ne peut avoir qu'une vision partielle de l'univers. En particulier, du fait de la position du système solaire dans la Voie Lactée et de l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre par rapport au plan galactique, un détecteur placé dans l'hémisphère Sud verra de manière privilégiée les directions orientées vers le centre de la galaxie, alors qu'un détecteur placé dans l'hémisphère Nord verra essentiellement les directions extra-galactiques. C'est la raison pour laquelle la collaboration a choisi de construire deux réseaux de 3000 km2 respectivement dans les hémisphères Nord et Sud. Avec un seul site, l'Observatoire Pierre Auger serait un détecteur "borgne".

Toutefois, la décision de construction du site nord est fortement dépendante des premiers résultats scientifiques du site sud.

La France a été, avec un petit nombre de pays dont les États-Unis et la Grande-Bretagne, présente dans ce projet depuis ses débuts en 1992. Les activités françaises de R&D sont financées depuis 1997 par l'Institut National de Physique Nucléaire et de Physique des Particules (IN2P3) et l'Institut National des Sciences de l'Univers (INSU), tous deux départements du CNRS. La composante française de la collaboration a actuellement des responsabilités déterminantes dans les trois secteurs suivants : les systèmes d'acquisition de données (local et central), les télécommunications, la synchronisation des stations détectrices à l'aide de satellites. Elle a réussi a associer, pour ce faire, des équipes issues de quatre départements distincts du CNRS : les ingénieurs de l'ENST (département des Sciences pour l'Ingénieur - SPI), le groupe Temps-Fréquence de l'Observatoire de Besançon (INSU), des laboratoires de physique des particules (IN2P3) des théoriciens et astrophysiciens (le laboratoire DARC de Meudon, département des Sciences Physiques et Mathématiques - SPM).

Où sont les deux sites et comment ont-ils été choisis?

Le choix des sites a été basé sur un ensemble de critères :

Pour une couverture optimale du ciel, ils doivent être à des latitudes entre 35 et 40 degrés Nord et Sud. Ils doivent être plats sur une superficie de 3000 km2 pour éviter que les liaisons hertziennes entre détecteurs ne se heurtent à des obstacles tels que collines etc... Ils doivent se trouver à une altitude entre 1000 et 1500 m (à cause de propriétés spécifiques du développement des gerbes atmosphériques). Chaque site comportera trois détecteurs optiques (les télescopes à fluorescence) qui ne fonctionneront que par nuits sans lune. Ces détecteurs sont extrêmement sensibles à la lumière (les pixels opto-électroniques dont ils sont équipés peuvent détecter la lumière d'une ampoule de 4 W à une distance de 30 km). Pour cette raison, les sites doivent être dans une région désertique, éloignée de toute agglomération importante, avec une atmosphère particulièrement pure et transparente.

• Les stations détectrices seront alimentées par énergie solaire. La région des sites doit donc être ensoleillée un nombre maximum de jours par an.

• Les sites devront être facilement accessibles à tous les membres de la collaboration (pas trop loin d'un aéroport international, à proximité de grandes routes etc...)

• Le pays-hôte devra apporter un soutien fort à la collaboration, aussi bien scientifique que politique.

C'est sur l'ensemble de ces critères qu'une équipe de prospection a été chargée à partir de 1995 d'étudier toutes les candidatures sur dossier, puis de visiter les sites sélectionnés, d'effectuer des mesures, de prendre les contacts nécessaires avec les autorités locales etc... Les pays candidats dont les sites ont été visités sont : la Russie, le Mexique, l'Espagne, et les USA (quatre états) dans l'hémisphère Nord ; l'Afrique du Sud, l'Australie et l'Argentine dans l'hémisphère Sud. Les conclusions de l'équipe de prospection ont été présentées à la "Collaboration Board" (organe dirigeant de la collaboration constitué d'un représentant par laboratoire) au cours de deux réunions. La première en Novembre 1995 à l'UNESCO à Paris a retenu le site de l'hémisphère Sud (dans la province de Mendoza en Argentine). La seconde, qui a eu lieu un an plus tard précisément à côté de ce site a choisi celui de l'hémisphère Nord (dans le Comté de Millard, état de l'Utah aux États-Unis). D'autres thèmes que le projet principal de l'Observatoire Pierre Auger pourront aussi être étudiés sur ces sites : exploration des champs magnétiques extra-galactiques (mal connus à ce jour), l'astronomie neutrino, test de certaines théories fondamentales concernant la cosmologie et les interactions fondamentales (l'existence ou non de "défauts topologiques") etc... Par ailleurs, un certain nombre de communautés (radio-astronomes, géophysiciens, industriels des télécommunications...) commencent à réfléchir à l'usage qui peut être fait de ces deux sites exceptionnels où ils auront à leur disposition l'équivalent de deux départements français complètement instrumenté, avec des infrastructures informatiques, l'accès à des réseaux internationaux, des équipes de maintenance etc...

Coût et financement du projet

L'Observatoire Pierre Auger est en gestation depuis la première réunion constitutive qui a eu lieu à Paris en 1992. Depuis 1993, plusieurs pays sont engagés dans des activités d'étude, de recherche et de développement. De Janvier à Juillet 1995, six mois de travail intensif avec réunions fréquentes au laboratoire Fermilab près de Chicago ont conduit à une définition précise des caractéristiques techniques du projet et à la rédaction d'un rapport de conception (Design Report) de près de 300 pages (ce rapport est régulièrement remis à jour). Durant toute cette période, la collaboration a évalué le coût global du projet à 98 millions de dollars dont environ 60% correspondent à l'achat de matériels, le reste couvrant les travaux de génie civil (dont une partie pourra être prise en charge par les états-hôtes), la main d'oeuvre pour les développements, et un important coefficient de sécurité (de l'ordre de 17%). Le détecteur étant modulaire, cette somme est considérée comme un plafond qui ne sera pas dépassé. Le partage souhaité par la collaboration pour le financement du projet global (deux sites) est : 30% pour les USA, 30% pour les pays d'Amérique Latine (Argentine, Brésil et Mexique), 40% pour l'Europe, l'Asie et l'Australie.

Dès le début du projet, la collaboration a décidé d'associer un certain nombre de pays technologiquement avancés qui devront apporter la quasi-totalité du financement, et des pays en développement ou avec une activité faible dans la recherche fondamentale (Arménie, Bolivie, Chine, Vietnam,...) dont il n'est pas attendu de participation financière mais une contribution technique ou de main-d'oeuvre susceptible de faire baisser les coûts de développement et de production.

Il est à noter que afin de ne pas défavoriser les groupes qui ont peu de moyens, l'Observatoire Pierre Auger est une structure totalement décentralisée. Il n'y a pas, à l'image du CERN ou de Fermilab, de laboratoire central où on devra être présent pour participer pleinement à l'expérience. Chaque site sera relié au réseau Internet par des lignes à haut débit. Chaque groupe, quelles que soient sa taille et sa position géographique, pourra, à partir de son laboratoire et moyennant un modeste équipement informatique, piloter à distance le détecteur et avoir accès en temps réel à toutes les données physiques.

II )Le détecteur de surface :

Un rayon cosmique en pénétrant dans l`atmosphère engendre une gerbe de particule secondaire. Nous mesurons cette gerbe à son arrivée au sol, au moyen de cuves opaques remplies de 12 tonnes d`eau très pure. Les particules en traversant une cuve, engendre alors à l`intérieur un effet « Cerenkov », i.e. Il y a génération de photons dans l`eau sous la forme d`un cône de lumière. Nous captons cette lumières à l`aide de photomultiplicateurs. Le système électronique dont nous partageons la charge recueille et traite ces mesures réalisées dans la cuve, et les envoies à un central d`acquisition par liaison radio. Le site comptera au final près de 1600 cuves pour une large surface de détection. De plus afin de connaître la direction des rayons cosmiques, une mesure d`arrivée en temps très précise des événements est réalisée sur chaque cuve au moyen d`un système GPS.

La responsabilité de notre laboratoire dans l`électronique du projet Auger :

Dans le cadre du Surface Detector Electronics (i.e. électronique des tanks), le laboratoire de Physique Corpusculaire et Cosmologie du Collège de France (PCC) a en charge l`étude et la réalisation de la carte dite unifiée, première étape avant réalisation de la série permettant l`installation des quelques 1600 tanks auxquels nous devons ajouter un nombre non négligeable de spares pour le site Austral.

La carte unifiée, regroupe un ensemble de fonctions électroniques définies lors de l`étude du projet (CPU, Slow Control, Front End, Embases des PM, Communications...).

Représentation du principe du détecteur :

Nous présentons en page suivante le schéma de principe de l`expérience, la carte du site sud, ainsi que le schéma bloc de principe de l`électronique.

Expérience, schéma de principe :

Plan du site sud :

Photographie d`une cuve :

Principe du système électronique :

III ) Caractéristiques fondamentales imposées par le cahier des charges :

Cet ensemble électronique doit être installé dans la Pampa Argentine (Malargüe - Provence de Mendoza).

Il s`agit, d`un grand plateau montagneux, à 1400 mètres d`altitude.

Comme nous sommes dans un désert, il peut y faire relativement chaud durant l`été (jusque à 55 degrés) et très froid et humide durant l`hiver (le terrain y est inondable a 70 %, neige...).

• Température de fonctionnement -40 à +70 degrés C.

• La durée de l`expérience doit être de 20 ans. Donc nécessité d`un MTBF > 20 ans.

• Plus de 1600 stations par site. Le système doit donc être fiable et présenter une excellente maintenabilité.

• Cycle de fonctionnement : 7 jours / 7 jours, 24 heures / 24 heures - toute l`année - pendant 20 ans

Notre Cahier des Charges nous impose une consommation maximale 10 Watts pour l`électronique, notre source de tension provenant de 2 panneaux solaires (2 panneaux de 60 Watts) et de batteries pour un fonctionnement permanent.

La production de la série doit débuter en Janvier 2002 pour se terminer fin 2003, début 2004.

Quantité série : entre 1600 et 2000 dans un premier temps (un deuxième site pourrait être envisagé à l`horizon 2005 en fonction des résultats scientifiques, donc 2000 pièces supplémentaires possibles)

IV) Choix technologiques :

Après avoir réalisé un prototype modulaire pour la phase de développement, nous préparons au stade actuel la version finale destinée à la pré-production.

Le choix s`est porté sur une solution dite « carte unifié ». Ne devant pas être réalisée au détriment de la maintenabilité, cette solution présente l`avantage d`accroître la fiabilité en réduisant la connectique, mais aussi le coût final. En effet, notre premier soucis est la fiabilité, mais, pour construire le site en totalité il faut porter une attention toute particulière sur les coûts.

Une démarche de qualité efficace et cohérente devrait nous permettre d`atteindre ces deux objectifs essentiels.

Sur la carte dite unifiée, nous trouverons l`ensemble des fonctions décrites dans le schéma bloc précédent, excepté, le système de radiocommunication des données, présent dans un boîtier extérieur et relié par port RS232, ainsi que la partie dite Front End de mesure directe, de conversion analogique digital et de sélection des signaux provenant des Photomultiplicateurs. En effet, le Front End est réalisée par une équipe Américaine sous forme d`une carte fille venant se connecter sur la carte unifiée.

V )Caractéristiques techniques principales de la carte unifiée :

A) Partie contrôleur :

C`est le « coeur » qui contrôle l`ensemble de notre détecteur et contient en particulier le programme d`acquisition.

• Processeur IBM Power PC 403GCX-3JC80 (80 Mhz en interne - 40 MHz sur le bus). Consommation très faible. Bus 32 Bits - Mémoire cache.

• Outil de développement OS9

• Design en 3.3 Volts : Consommation et bruits plus faibles

• Utilisation du DMA : moins de temps mort

• Utilisation d`un carte ethernet pour le développement.

• 4 Mo de mémoire Flash Eprom, 32 Mo de mémoire DRAM EDO

• Utilisation éventuelle du port JTAG : Boundary scan

Schéma de principe de la partie CPU :

B) Partie slow control :

Elle permet la mesure de différent paramètres physiques (températures, pressions...) et électriques (courant, tension...), dans l`objectif d`étalonnage et de contrôle de la mesure. Ce sont des signaux de faibles fréquences (Slow control).

• 32 entrées analogiques, 8 sorties analogiques avec retour de lecture digital

• 16 sorties digitales avec retour et 16 entrées digitales

C) La partie marquage en temps des événements ou Time Tagging :

Elle permet d`enregistrer, à l`aide de l`information fournie par un module GPS externe, le temps précis d`arrivée de chaque événement (muons,rayons cosmiques)

• Constituée par un circuit ASIC, actuellement en test.

• Ou fonction réalisé dans un FPGA (Altera) en remplacement

• Oscillateur externe cadencé à 100 MHz

D )L`alimentation :

Nous avons besoin de plusieurs alimentations continu régulées, réalisée à partir de la tension de 24 Volts continu fournie par les batteries et panneaux solaires.

Pour le prototype, nous avions réalisé des convertisseurs DC/DC à découpage à l`aide de composants du marché.

Souhaitant améliorer la fiabilité de nos alimentations, le respect des normes CEM et réduire les coûts, nous avons défini un cahier des charges que nous avons adressé à des société spécialisées.

En fonction du coût et du respect du cahier des charges, 3 solutions sont á départager :

• Achat de modules convertisseurs DC/DC standard (Délais réduits et pas de coûts de développement)

• Choix d`une solution de produit custom (présente un coût de développement, mais un coût réduit par rapport au cahier des charges. Cette solution est elle plus en adéquation avec notre demande?)

• Choix d`une solution mixte (certaines alimentations comme le +3.3 Volts et le 5 Volts réalisées avec des composants du marché et les autres alimentations, plus sensibles, réalisées à l`aide de modules standard)

Nous présentons ici en quelques lignes le cahier des charges de la partie alimentation :

Rendement des convertisseurs DC/DC > 80 - 85 %

La tension d`entrée est de 23 à 29 volts continu. Point de fonctionnement nominal : 25,2 volts.

Absolute Maximum : 35 Volts

Cycle de fonctionnement : 7 jours / 7 jours, 24 heures / 24 heures - toute l`année - pendant 20 ans

Un isolement est-il nécessaire ?

L`ensemble des masses devraient être communes.

Une isolation ne semble pas indispensable par conséquent

En sortie :

NB : Les puissances indiquées, sont des puissances maximales mesurées en entrée pour un rendement de 85 %.

Toutes les masses seront communes, nous avons besoin de 5 voies d`alimentation distinctes :

• + 12 Volts (système radiocommunication - numérique - haute tension photomultiplicateurs)

Très bien filtré - 6 à 7 watts.

• + 5 Volts, (pour Slow Control et Ethernet et GPS - partie numérique) - 3 Watts

• +3,3 Volts (pour la partie numérique : CPU...) - 10 Watts - 6 à 7 Watts pourraient être suffisants - Nous faire des propositions pour 10 Watts - 7 Watts et 6 Watts

• + et - 3,3 Volts (partie analogique), 1 Watt pour chaque sortie (2 Watts au total)

Le 2,5 Volts, s`il est utile sera réalisé avec un régulateur 3,3 Volts vers 2,5 Volts ( National Semiconductor LP2989 - boîtier SOIC 8 broches)

Pour ces convertisseurs,

La précision souhaitée est de : 10 % maximum pour les parties numériques, 5 % pour l`analogique

Le taux d`ondulation maximum toléré est de : (Le meilleur possible pour un prix correcte)

Nous souhaitons de préférence un ripple&noise < 50 mV pic à pic

Pour une fréquence de :

Notre système est cadencé entre 40 et 100 MHz, nous souhaitons ne pas être gêné.

Présentation mécanique :

Boîtier moule de préférence, pour respect des contraintes CEM (Blindé de préférence). Masse châssis = Masse des Batteries = Masse générale. Dimensions maximales 100*100 mm. Dans l`idéal 2 à 3 modules. Solution standard ou custom étudiées. Connectique DIL souhaitée.

Température de fonctionnement (= Température de stockage) : - 40 degrés Celcius à + 70,

et notons que - 25 degrés à + 70 degrés est une plage acceptable (température ambiante).

Prix objectif pour la série :

Le coût doit être étudié en fonction de la quantité totale. Pour accepter une solution réalisée en externe, celle-ci doit être justifiée par rapport au choix de la solution que nous avons réalisée en interne :

• Le produit doit présenter la qualité et la fiabilité définies dans le présent document

• Le prix ne doit pas être supérieur à notre solution

• Ces conditions nous ont été précisées par le management du projet

Nous avons développé une solution, dont le coût par voie d`alimentation (en incluant le coût des composants - le PCB - La main d`oeuvre pour le montage - l`outillage - le moulage - le temps d`étude - pour une série de 1600 á 2000 pièces) est de 89 Francs (13 Euros 57) soit pour 5 voies : 445 Francs HT (67 Euros 84)

Raisonnablement, nous pensons que le prix des convertisseurs DC/DC par tension d`alimentation ne doit pas excéder 100 Francs (15 Euros), soit au total pour les 5 tensions un prix approximatif de 500 Francs (75 Euros).

Garantie minimale souhaitée : 5 ans

E )Interfaçage entre les fonctions :

• L`interface entre les grands groupes de fonctions présentes sur le bus est réalisé à l`aide de drivers de bus

• Entre le front end et la carte unifiée, des drivers de bus pour l`interfaçage (74LCX16245), la carte fille est connectée à l`aide d`un connecteur type DIN41612, 96 broches, et un connecteur HE10, 10 broches pour les alimentations (pour les premiers prototypes). Au final la carte fille devrait être soudée.

• Un connecteur HE10, 34 broches (interfacé avec des drivers), devrait être utilisé pour connecter une carte Ethernet déportée. C`est la carte qui á été développée spécialement pour le projet pour les tests de laboratoire.

VI ) La carte unifiée :

a ) Présentation :

L'objectif est de rassembler les différentes parties, qui constituaient chacune une carte dans la version prototype, sur une même carte.

• Dimensions : 340 * 240 mm

• Vraisemblablement 6 couches (4 couches si possible)

Nous fourniront donc ici une représentation de ce que devrait être l`implantation de la carte unifiée.

Nous fournirons ensuite une liste détaillée, et quasi complète des composants.

VII ) Énumération des prestations réalisables dans le cadre d`une sous-traitante :

• L`Étude et le routage du PCB (Printed Board Circuit) est réalisé par le laboratoire PCC

• Assistance pendant l`étude de la société réalisant la fabrication. L`objectif sur les conseils de la société, est d`adapter le circuit à fabriquer aux contraintes de production, afin de réduire les coûts d`outillage et de fabrication, d`améliorer la testabilité, et par conséquent, la fiabilité.

• Fourniture des composants (hors Power PC403, et ou composants trop spécifiques). Bénéficiant ainsi de la centrale d`achat de la société sous traitante, la fourniture des composants peut être réalisée au meilleur coût. Les composants, par expérience étant validés par l`entreprise, cela constitue de surcroît une garantie complémentaire.

• Fabrication et test du PCB (par l`entreprise choisie elle même ou en sous traitance)

• Montage et câblage des composants (comprend la carte unifiée, sans la carte fille dite Front End)

• Programmation de la mémoire Flash Eprom avant soudure sur la carte (ou sommes ouverts à toute autre proposition industrielle)

• Programmation des circuits logiques programmables (PLD, FPGA éventuellement)

• Fourniture des programmes par le laboratoire PCC

• Test électrique (Takaya ou autre)

• Éventuellement boundary scan ... (non encore prévu dans nos procédures de tests)

• Test de fonctionnement de la carte :

- Banc de test fonctionnant avec un PC et de l`électronique fourni (Réalisé par le Laboratoire de l`Accélérateur Linéaire (IN2P3-CNRS) de Orsay

-Fourniture des programmes de test par le PCC et le LAL

-Transfert d`expérience

• Une procédure d`appel d`offre sera utilisée. Passation d`un marché qui devrait comporter au moins, 1 partie ferme (fabrication du prototype) et une ou plusieurs parties conditionnelles (dont la première est fonction de la réalisation du prototype)

• Quantité prototypes : 1 à 10

• Pré-série : 100

• Série : 1600 à 2000 (á définir)

• Calendrier (ces dates peuvent être modifiée, ceci est juste une estimation):

- Appel d`offre : Le plus tôt possible (Juillet 2001 ou septembre 2001)

- Prototype : Octobre / novembre 2001

- Pré-série (100 pièces) : Livraison mars 2002

- Série 1 : 600 pièces, septembre 2002

- Série 2 : 500 pièces courant 2003

- Série 3 : 500 pièces + spares éventuels courant 2004

• Outils de développement utilisé au laboratoire : IAO Cadence

- Concept HDL

-Allegro PCB layout system

VIII ) Contacts :

Laboratoire PCC

Collège de France

11 place Marcelin Berthelot

75231 Paris cedex 05

FRANCE

Fax : 01/43/54/69/89

Web :

http://cdfinfo.in2p3.fr

Pour tous les renseignements, informations, photographies sur le projet : >expériences-projet

et pour voir ce que nous faisons dans le projet au PCC (ainsi que les photographies)

sélectionnez : >work at CDF

IX) Annexes :

• The unified board (voir http://cdfinfo.in2p3.fr)

home
 

Dernière modification le 2 juillet 2001