Zsfassung in dt. Sprache. - Würzburg, Univ., Diss., 2008

Die Strahlenversprödung von Druckbehältermaterialien heutiger Kernreaktoren, die durch die anliegenden Neutronen- und Gammafelder verursacht wird, ist meistens durch die Neutronen dominiert. Durch experimentelle Befunde ist aber belegt, dass unter bestimmten Umständen die Gammastrahlung nicht zu vernachlässigen ist und sogar den Hauptbeitrag liefern kann. Die Materialforschung konnte bis heute nicht klären, mit welcher Effektivität beide Strahlungsarten zur Versprödung beitragen. Im Bericht sind die wesentlichen Ergebnisse, die im Vorhaben Nr. 150 1221 der Reaktorsicherheitsforschung erziellt wurden, dargelegt. Es hatte das Ziel, den aktuellen Kenntnisstand der Materialforschung aufzuarbeiten und auf dessen Grundlage für jeweils zwei russische und deutsche Reaktortypen den Einfluss der Gammastrahlung auf die Versprödung ihrer Druckbehälter abzuschätzen. Die notwendigen Neutronen/Gamma-Fluenzberechnungen wurden mit den SN-Programmen DORT/ANISN unter Verwendung der Gruppendatenbibliothek BUGGLE-96T und mit dem Monte-Carlo-Code MCNP4C mit den Kerndaten aus der Bibliothek ENDF/B-VI Rev. 3 durchgeführt. Beide Programm- und Datenpakete stellen den heutigen Entwicklungsstand der reaktordosimetrischen Fluenzberechnungen dar. Aus den erzielten Ergebnissen wurden die Konsequenzen für die Bewertung der Druckbehälterversprödungen abgeleitet, Fehlerbetrachtungen dazu durchgeführt und der Einfluss der Gammastrahlung auf reaktordosimetrische Messungen ausgewiesen.

Blazars are among the most luminous sources in the universe. Their extreme short-time variability indicates emission processes powered by a supermassive black hole. With the current generation of Imaging Air Cherenkov Telescopes, these sources are explored at very high energies. Lowering the threshold below 100 GeV and improving the sensitivity of the telescopes, more and more blazars are discovered in this energy regime. For the MAGIC telescope, a low energy analysis has been developed allowing to reach energies of 50 GeV for the first time. The method is presented in this thesis at the example of PG 1553+113 measuring a spectrum between 50 GeV and 900 GeV. In the energy regime observed by MAGIC, strong attenuation of the gamma-rays is expected from pair production due to interactions of gamma-rays with low-energy photons from the extragalactic background light. For PG 1553+113, this provides the possibility to constrain the redshift of the source, which is still unknown. Well studied from radio to x-ray energies, PG 1553+113 was discovered in 2005 in the very high energy regime. In total, it was observed with the MAGIC telescope for 80~hours between April 2005 and April 2007. From more than three years of data taking, the MAGIC telescope provides huge amounts of data and a large number of files from various sources. To handle this data volume and to provide monitoring of the data quality, an automatic procedure is essential. Therefore, a concept for automatic data processing and management has been developed. Thanks to its flexibility, the concept is easily applicable to future projects. The implementation of an automatic analysis is running stable since three years in the data center in Würzburg and provides consistent results of all MAGIC data, i.e. equal processing ensures comparability. In addition, this database controlled system allows for easy tests of new analysis methods and re-processing of all data with a new software version at the push of a button. At any stage, not only the availability of the data and its processing status is known, but also a large set of quality parameters and results can be queried from the database, facilitating quality checks, data selection and continuous monitoring of the telescope performance. By using the automatic analysis, the whole data sample can be analyzed in a reasonable amount of time, and the analyzers can concentrate on interpreting the results instead. For PG 1553+113, the tools and results of the automatic analysis were used. Compared to the previously published results, the software includes improvements as absolute pointing correction, absolute light calibration and improved quality and background-suppression cuts. In addition, newly developed analysis methods taking into account timing information were used. Based on the automatically produced results, the presented analysis was enhanced using a special low energy analysis. Part of the data were affected by absorption due to the Saharan Air Layer, i.e. sanddust in the atmosphere. Therefore, a new method has been developed, correcting for the effect of this meteorological phenomenon. Applying the method, the affected data could be corrected for apparent flux variations and effects of absorption on the spectrum, allowing to use the result for further studies. This is especially interesting, as these data were taken during a multi-wavelength campaign. For the whole data sample of 54 hours after quality checks, a signal from the position of PG 1553+113 was found with a significance of 15 standard deviations. Fitting a power law to the combined spectrum between 75 GeV and 900 GeV, yields a spectral slope of 4.1 +/- 0.2. Due to the low energy analysis, the spectrum could be extended to below 50 GeV. Fitting down to 48 GeV, the flux remains the same, but the slope changes to 3.7 +/- 0.1. The determined daily light curve shows that the integral flux above 150 GeV is consistent with a constant flux. Also for the spectral shape no significant variability was found in three years of observations. In July 2006, a multi-wavelength campaign was performed. Simultaneous data from the x-ray satellite Suzaku, the optical telescope KVA and the two Cherenkov experiments MAGIC and H.E.S.S. are available. Suzaku measured for the first time a spectrum up to 30 keV. The source was found to be at an intermediate flux level compared to previous x-ray measurements, and no short time variability was found in the continuous data sample of 41.1 ksec. Also in the gamma regime, no variability was found during the campaign. Assuming a maximum slope of 1.5 for the intrinsic spectrum, an upper limit of z < 0.74 was determined by deabsorbing the measured spectrum for the attenuation of photons by the extragalactic background light. For further studies, a redshift of z = 0.3 was assumed. Collecting various data from radio, infrared, optical, ultraviolet, x-ray and gama-ray energies, a spectral energy distribution was determined, including the simultaneous data of the multi-wavelength campaign. Fitting the simultaneous data with different synchrotron-self-compton models shows that the observed spectral shape can be explained with synchrotron-self-compton processes. The best result was obtained with a model assuming a log-parabolic electron distribution. / Blazare gehören zu den leuchtstärksten Quellen im Universum. Ihre extreme Kurzzeitvariabilität deutet auf Strahlungsprozesse hin, die von einem supermassereichem schwarzen Loch mit Energie versorgt werden. Mit der aktuellen Generation von abbildenden Luft-Cherenkov Teleskopen werden diese Quellen bei sehr hohen Energien erforscht. Durch das Absenken der Schwellenenergie auf unter 100 GeV und aufgrund verbesserter Sensitivitäten werden immer mehr Blazare in diesem Energiebereich entdeckt. Für das MAGIC Teleskop wurde eine Analysemethode entwickelt, die es erlaubt zum ersten mal zu niedrigen Energien im Bereich von 50 GeV vorzudringen. Mit dieser Methode wurde am Beispiel von PG 1553+113 ein Spektrum zwischen 50 GeV und 900 GeV bestimmt. Im dem von MAGIC beobachteten Energiebereich wird eine starke Abschwächung des Gammalichts aufgrund von Paarproduktion in Wechselwirkungen mit niederenergetischen Photonen des extragalaktischen Hintergrundlichts erwartet. Für PG 1553+113 ergibt sich daraus eine Möglichkeit um die noch unbekannte Entfernung der Quelle einzuschränken. Während die Quelle PG 1553+113 im Radio- bis Röntgenbereich gut untersucht ist, wurde sie im Hochenergiebereich erst 2005 entdeckt. Zwischen April 2005 und April 2007 wurde sie mit dem MAGIC Teleskop insgesamt 80 Stunden lang beobachtet. Aus mehr als drei Jahren Datennahme liefert das MAGIC Telekop riesige Mengen an Daten und eine große Anzahl von Dateien. Um dieses Datenvolumen zu bewältigen und für die Überwachung der Datenqualität ist eine automatische Verarbeitung unverzichtbar. Darum wurde ein Konzept zur automatischen Datenverwaltung und -verarbeitung entwickelt. Aufgrund seiner Flexibilität kann dieses Konzept auch leicht auf zukünftige Projekte übertragen werden. Die Umsetzung für MAGIC läuft seit drei Jahren stabil im Datenzentrum in Würzburg und liefert konsistente Ergebnisse von allen Daten, d.h. die identische Verarbeitung sorgt für Vergleichbarkeit. Ausserdem ermöglicht das datenbankbasierte Konzept einfache Tests neuer Analysemethoden und die Neuanalyse aller Daten mit einer neuen Software auf Knopfdruck. Man kann nicht nur jederzeit die Verfügbarkeit und den Verarbeitungsstatus aller Daten aus der Datenbank abfragen, sondern auch Qualitätsparameter und Ergebnisse, was die Qualitätskontrolle und Auswahl von Daten sowie die Überwachung des Teleskopstatus erleichtert. Durch die Verwendung der automatischen Analyse kann die riesige Menge an Daten in einem vernünftigen Zeitrahmen analysiert werden und man kann sich stattdessen auf die Interpretation der Ergebnisse konzentrieren. Für PG 1553+113 wurden die Werkzeuge und Resultate der automatischen Analyse verwendet. Verglichen mit den zuvor veröffentlichten Ergebnissen wurde eine Software Version verwendet, die verschiedene Verbesserungen enthält, wie zum Beispiel eine absolute Pointing-Korrektur, eine absolute Lichtkalibration und verbesserte Schnitte zur Qualitätssicherung und Untergrundunterdrückung. Ausserdem wurde eine neu entwickelte Analysemethode, welche die Zeitinformation mit einzbezieht, benutzt. Basierend auf den Ergebnissen der automatischen Analyse wurde das Ergebnis mit einer speziell für niedrige Energien optimierten Analyse verbessert. Ein Teil der Daten wurde beinträchtigt durch Absorption aufgrund Sandstaub in der Atmosphäre, der sogenannten Calima. Eine neue Methode wurde entwickelt, um den Effekt dieses meteorologischen Phänomens zu korrigieren. Auf diese Weise konnten scheinbare Flussänderungen und Einflüsse auf das Spetrum ausgeglichen werden, wodurch die Daten für weiterführende Studien verwendet werden können. Dies ist hier von besonderer Bedeutung, da die betroffenen Daten simultan mit Daten aus anderen Wellenlängenbereichen genommen wurden. Für den kompletten Datensatz wurde ein Signal aus der Richtung von PG 1553+113 mit einer Signifikanz von 15 Standardabweichungen gemessen. Fittet man ein Potenzgesetz an das kombinierte Spektrum, so erhält man einen Spektralindex von 4.1 +/- 0.2. Mit Hilfe der Niederenergieanalyse konnte das Spektrum bis unter 50 GeV erweitert werden. Fittet man es bis 48 GeV, so bleibt die Flussnormierung gleich, aber der Index ändert sich auf 3.7 +/- 0.1. Die berechnete Lichtkurve auf Tagesbasis zeigt, dass der integrale Fluss oberhalb von 150 GeV mit konstanten Fluss konsistent ist. Auch für die Form des Spektrums wurde in den drei Jahren, in denen beobachtet wurde, keine Variabilität gefunden. Im Juli 2006 wurden simultane Beobachtungen des Röntgensatelliten Suzaku, des optischen Teleskops KVA und der Cherenkovexperimente MAGIC und H.E.S.S. koordiniert. Mit Suzaku wurde zum ersten Mal ein Röngtenspektrum bis 30 keV vermessen. Die Quelle befand sich, verglichen mit früheren Röngtenmessungen, in einem mittleren Flusszustand, und während der kontinuierlichen Datennahme von 41.1 ksec wurde keine Variabilität gemessen. Auch im Gammabereich wurden keinen Veränderungen während der Beobachtungen festgestellt. Nimmt man für das intrinsische Spektrum der Quelle einen maximalen Index von 1.5 an, so lässt sich für die Rotverschiebung eine obere Grenze von z < 0.74 bestimmen, indem man das gemessene Spektrum mit verschiedenen angenommenen Rotverschiebungen auf die Abschwächung durch das extragalaktische Hintergrundlicht korrigiert. Für weitere Studien wird eine Rotverschiebung von z = 0.3 angenommen. Aus einer Sammlung von Daten aus dem Radio-, Infrarot-, optischen, Ultraviolett-, Röntgen- und Gammabereich wurde eine spektrale Energieverteilung bestimmt, die auch die simultanen Daten aus der Multiwellenlängenkampagne enthält. Fittet man die simultanen Daten mit einem Synchrotron-Selbst-Compton Modell, so sieht man, dass die spektrale Form mit Synchrotron-Selbst-Compton Prozessen erklärt werden kann. Das beste Ergebnis konnte mit einem Modell erzielt werden, das eine Elektronenverteilung annimmt, die in doppelt logarithmischer Darstellung eine Parabelform hat.

20 years after the discovery of the Crab Nebula as a source of very high energy gamma-rays, the number of sources newly discovered above 100 GeV using ground-based Cherenkov telescopes has considerably grown, at the time of writing of this thesis to a total of 81. The sources are of different types, including galactic sources such as supernova remnants, pulsars, binary systems, or so-far unidentified accelerators and extragalactic sources such as blazars and radio galaxies. The goal of this thesis work was to search for gamma-ray emission from a particular type of blazars previously undetected at very high gamma-ray energies, by using the MAGIC telescope. Those blazars previously detected were all of the same type, the so-called high-peaked BL Lacertae objects. The sources emit purely non-thermal emission, and exhibit a peak in their radio-to-X-ray spectral energy distribution at X-ray energies. The entire blazar population extends from these rare, low-luminosity BL Lacertae objects with peaks at X-ray energies to the much more numerous, high-luminosity infrared-peaked radio quasars. Indeed, the low-peaked sources dominate the source counts obtained from space-borne observations at gamma-ray energies up to 10 GeV. Their spectra observed at lower gamma-ray energies show power-law extensions to higher energies, although theoretical models suggest them to turn over at energies below 100 GeV. This opened the quest for MAGIC as the Cherenkov telescope with the currently lowest energy threshold. In the framework of this thesis, the search was focused on the prominent sources BL Lac, W Comae and S5 0716+714, respectively. Two of the sources were unambiguously discovered at very high energy gamma-rays with the MAGIC telescope, based on the analysis of a total of about 150 hours worth of data collected between 2005 and 2008. The analysis of this very large data set required novel techniques for treating the effects of twilight conditions on the data quality. This was successfully achieved and resulted in a vastly improved performance of the MAGIC telescope in monitoring campaigns. The detections of low-peaked and intermediate-peaked BL Lac objects are in line with theoretical expectations, but push the models based on electron shock acceleration and inverse-Compton cooling to their limits. The short variability time scales of the order of one day observed at very high energies show that the gamma-rays originate rather close to the putative supermassive black holes in the centers of blazars, corresponding to less than 1000 Schwarzschild radii when taking into account relativistic bulk motion. / 20 Jahre nachdem zum ersten Mal hoch energetische Gamma-Strahlung aus der Richtung des Krabbennebels detektiert wurde, ist die Zahl der mit erdgebundenen Tscherenkow Teleskopen neu entdeckten Quellen oberhalb von 100 GeV erheblich gestiegen, auf insgesamt 81, zum derzeitigen Stand dieser Arbeit. Die Quellen haben unterschiedliche Ursprünge, die von galaktischen Objekten, wie z.B. Supernova Überresten, Pulsaren, Doppelsystemen zu bisher nicht identifizierten Objekten und extragalaktischen Objekten wie Blazaren und Radio Galaxien reicht. Das Ziel dieser Arbeit war es nach Gamma-Strahlung von einer bestimmten Art von Blazaren zu suchen, die bisher nicht im Hochenergie Gamma Bereich detektiert werden konnten. Für die Suche werden die Daten des MAGIC Teleskops auf La Palma verwendet, welches das weltweit größte Teleskop seiner Art ist. Alle bisher entdeckten Blazare waren vom gleichen Typ, der sogenannten Klasse der “high-peaked BL Lacertae”. Diese Quellen emittieren nicht thermische Strahlung und zeigen ein Maximum in der Radio-zu-Röntgen Spektralverteilung bei Röntgenenergien. Die gesamte Blazar Population reicht von diesen seltenen BL Lacertae Objekten mit niedriger Leuchtkraft und einem Maximum im Röntgenbereich hin zu den sehr viel zahlreicheren Radio Quasaren mit hoher Leuchtkraft, deren Maximum der Spektralen Energieverteilung im Infrarotbereich liegt. Tatsächlich dominieren diese “low-peaked” Quellen die Populationsstudien von satellitengestützten Gammabeobachtungen im Energiebereich bis zu 10 GeV. Ihre Spektren im niederenergetischen Gammabereich lassen sich exponentiell bis zu höheren Energien extrapolieren, ohne dass ein Abbruch erkennbar ist, obwohl theoretische Modelle einen Wendepunkt unterhalb von 100 GeV erwarten. Darauf begründet wurden Beobachtungen mit dem MAGIC Tscherenkow Teleskop durchgeführt, welches die derzeit niedrigste Energieschwelle besitzt. Im Rahmen dieser Arbeit konzentrierte sich die Suche auf die bekannten Quellen BL Lac, W Comae und S5 0716+714. Zwei von diesen Quellen wurden eindeutig im Hochenergetischen Gammabereich mit dem MAGIC Teleskop entdeckt, basierend auf insgesamt etwa 150 Stunden an Daten, die zwischen 2005 und 2008 gesammelt wurden. Die Analyse dieses sehr großen Datensatzes benötigte neue Techniken um die Effekte von Beobachtungen unter Dämmerungsbedingungen auf die Datenqualität untersuchen zu können. Die erfolgreiche Anwendung sorgte für eine gewaltige Erweiterung der Performanz des MAGIC Teleskops während Überwachungskampagnen. Die Detektionen der sogenannten “low-peaked” und “intermediate-peaked” Objekte liegt im Rahmen der theoretischen Erwartungen, jedoch werden Modelle, die auf der Schockbeschleunigung von Elektronen und die Kühlung durch den umgekehrten Compton Prozess basieren an ihre Grenzen gebracht. Die beobachtete Kurzzeitvariabilität im hochenergetischen Gammabereich beträgt etwa einen Tag, was zeigt, dass die Gammastrahlung relativ nah am vermuteten Supermassiven Schwarzen Loch entsteht, weniger als 1000 Schwarzschild Radien entfernt, wenn man die Bewegung mit relativistischen Geschwindigkeiten berücksichtigt.

Zsfassung in dt. Sprache. - Würzburg, Univ., Diss., 2008

Würzburg, Univ., Diss., 2009. / Zsfassung in dt. Sprache.

In this work I characterize the hard X-ray properties of blazars, active galactic nuclei with highly beamed emission, which are notoriously hard to detect in this energy range. I employ pre-defined samples of beamed AGN: the radio-selected MOJAVE and TANAMI samples, as well as the most recent gamma-ray-selected Fermi/LAT 4LAC catalog. The hard X-ray data is extracted from the 105-month all-sky survey maps of the Swift/BAT (Burst Alert Telescope) in the energy band of 20 keV to 100 keV. A great majority of both the MOJAVE and TANAMI samples are significantly detected, with signal-to noise ratios of the sources often just below the X-ray catalog signal thresholds. All blazar sub-types (FSRQs, BL Lacs) and radio galaxies show characteristic ranges of X-ray flux, luminosity, and photon index. Their properties are correlated with the corresponding SED's shape / peak frequency. The LogN-LogS distributions of the samples show a scarcity of blazars in the middle and lower X-ray flux range, indicating differing evolutionary paths between radio and X-ray emission, which is also suggested by the corresponding luminosity functions. Compared to the radio samples, the 4LAC sources are on average significantly less bright in the BAT band since this range often coincides with the spectral gap region between the two big SED emission bumps. Also, the spectral shapes differ notably, especially for the sub-type of BL Lacs. Using the parameter space of X-ray and gamma-ray photon indices, 35 blazar candidate sources can be assigned to either the FSRQ or BL Lac type with high certainty. The reason why many blazars are weak in this energy band can be traced back to a number of factors: the selection bias of the initial sample, differential evolution of the X-rays and the wavelengths in which the sample is defined, and the limited sensitivity of the observing instruments. / In dieser Arbeit charakterisiere ich die Eigenschaften der harten Röntgenstrahlung von Blazaren, aktiven Galaxienkernen mit stark gebeamter Emission, welche in diesem Energiebereich oft schwer detektierbar sind. Dafür verwende ich vordefinierte AGN-Samples: die im Radiobereich ausgewählten MOJAVE- und TANAMI-Samples sowie den im Gammastrahlenbereich definierten Fermi/LAT 4LAC-Katalog. Die Röntgendaten stammen aus dem 105-monatigen All-Sky-Survey des Swift/BAT (Burst Alert Telescope) bei 20 keV bis 100 keV. Der Großteil der MOJAVE- und TANAMI-Samples sind signifikant detektiert, wobei das Signal/Rausch-Verhältnis der Quellen oft knapp unter dem Limit der Röntgenkataloge liegt. Alle Blazar-Subtypen (FSRQs, BL Lacs) und Radiogalaxien zeigen charakteristische Bereiche des Röntgenflusses, der Leuchtkraft und des Photonenindexes. Ihre Eigenschaften korrelieren mit der Form bzw. Peak-Frequenz der entsprechenden SED. Die LogN-LogS-Verteilungen der Samples zeigen einen Mangel an Blazaren im mittleren und unteren Flussbereich, was auf unterschiedliche Entwicklungen zwischen Radio- und Röntgenemission hinweist, bestätigt durch die entsprechenden Leuchtkraftfunktionen. Im Vergleich zu den Radio-Samples sind die 4LAC-Quellen im BAT-Band durchschnittlich deutlich weniger hell, da dieser Bereich oft mit der großen spektralen Lücke der Blazar-SEDs zusammenfällt. Auch die spektralen Formen unterscheiden sich deutlich, insbesondere für BL Lacs. Unter Verwendung des Parameterraums der Röntgen- und Gammastrahlen-Photonenindizes können 35 Blazarkandidaten mit hoher Sicherheit entweder dem FSRQ- oder BL Lac-Typ zugeordnet werden. Der Grund, warum viele Blazare in diesem Energieband schwach sind, kann auf eine Reihe von Faktoren zurückgeführt werden: den Auswahleffekt des ursprünglichen Samples, die unterschiedliche Entwicklung der Röntgenstrahlung und der Wellenlängen, in denen das Sample definiert ist, sowie die begrenzte Empfindlichkeit der Beobachtungsinstrumente.

In dieser Arbeit wird der Durchgang von Gammastrahlung durch Betonstrukturen spektroskopisch und dosimetrisch untersucht, welcher im Rückbau kerntechnischer Anlagen aufgrund der Kontamination der Betonsubstanz durch radioaktive Spalt- oder Aktivierungsprodukte von Interesse ist. Dazu wurde ein Betonphantom erstellt, dessen Zusammensetzung der im Kraftwerk genutzten Substanz möglichst nahekommt, und ein Aufbau mit variierender Geometrie realisiert. Darin wurden spektroskopische Messungen mithilfe einer aus Gadolinium-Aluminium-Gallium-Granat bestehenden faseroptischen Szintillationssonde durchgeführt. Zudem wurden dosimetrische Messungen mittels Berylliumoxid-Detektoren im Phantom umgesetzt. Somit konnte sowohl die Abhängigkeit der applizierten Dosisleistung als auch der Energieverteilung der Gammastrahlung von der Phantomabmessung bestimmt werden. Eine computergestützte Simulation des Messaufbaus mit beiden Messsystemen führte daraufhin zu Ergebnissen, welche gut mit den Messwerten übereinstimmen.:1 Einleitung 1 2 Physikalische Grundlagen 2 2.1 Wichtige Gröÿen der Strahlungsphysik 2 2.2 Das Zerfallsgesetz 3 2.3 Schwächung von Photonenstrahlung 3 2.4 Wechselwirkung von Photonen mit Materie 4 2.5 Dosimetrie mittels optisch stimulierter Lumineszenz 7 2.6 Spektrometrie mittels Szintillationsdetektoren 9 2.7 Energiedepositionshistogramm eines Szintillationsdetektors 11 2.8 Entstehung von Kontaminationen im Kernreaktor 13 3 Messaufbau 15 3.1 Das Messsystem der BeO-Dosimeter 15 3.2 Das Messsystem des GAGG-Szintillationsdetektors 16 3.3 Die 22Na-Quelle 18 3.4 Aufbau des Sandphantoms 19 3.5 Messwertaufnahme 22 3.6 Simulation der Messungen 23 4 Ergebnisse und Auswertung 25 4.1 Dosimetrische Messung und Simulation 25 4.2 Spektroskopische Messung und Simulation 27 4.2.1 Kalibrierung des GAGG-Messsystems 27 4.2.2 Messergebnisse des GAGG-Detektors 29 4.3 Ergebnisse der spektroskopischen Simulation 31 4.3.1 Faltung des Simulationsspektrums 34 4.4 Auswertung der spektroskopischen Messung und Simulation 35 5 Diskussion 40 6 Zusammenfassung 43 Literatur 44

Treatment verification is demanded to mitigate the range uncertainties in proton therapy and, hence, to enhance treatment precision and outcomes. As a non-invasive approach for range verification, the prompt γ-ray timing (PGT) measures the time distribution of the promptly produced γ-rays using fast uncollimated scintillation detectors. However, the measured time spectra of the prompt γ-rays (PGs) are sensitive to phase instabilities between the accelerator radiofrequency (RF) used as the reference time and the actual arrival time of the therapeutic particles at the patient and require online monitoring of the arrival time of the proton bunches. Within this thesis, the development of a PGT system including an appropriate proton bunch monitor (PBM) for range verification in proton therapy was studied. In the first part of the work, two PBM options were explored and characterized under near-to-clinical beam conditions to find a suitable PBM satisfying the prerequisites and constraints for the application in the PGT-based range verification. The selected PBM prototype comprises scintillating fibers read out on both ends with silicon photomultipliers (SiPMs). By placing the PBM at the beam halo, sufficient counting statistics and processable trigger rates could be achieved for the monitoring of the proton bunch periodicity with reasonable statistical precision, while minimizing the interference to the clinical beam delivery. In the second part of the work, a proof-of-principle experiment of the PGT-based range verification with a heterogeneous target was performed together with online monitoring of the proton bunch instabilities. The sensitivity and the overall uncertainty of the PGT technique were evaluated for two proton energies, different thicknesses of air cavity inserts, various tissue-equivalent material inserts, different selections of the PG energy window, and other PGT parameters. The experimental results confirmed that real-time monitoring of the proton range during treatment using the PGT technique is feasible with millimeter precision and submillimeter accuracy at close-to-clinical beam currents and clinically relevant proton energies. The integration of the PBM to the PGT-based range verification marks another important step toward the clinical application of the PGT technique for in vivo verification and qualitative assessment of the proton range during treatment.:List of figures List of tables List of abbreviations 1. Introduction 2. Background 2.1. Uncertainties in proton therapy 2.2. Treatment verification in proton therapy 2.3. Prompt γ-ray timing (PGT) 2.3.1. PGT principle 2.3.2. PGT detection system 2.3.3. Time instabilities in the PGT-based range verification 2.4. Aim of the work 3. Development of a proton bunch monitor 3.1. The IBA Proteus 235 System at OncoRay 3.2. General requirements 3.3. Coincidence detection of scattered protons 3.3.1. Detection principle 3.3.2. Motivation 3.3.3. Characterization and performance of the detector 3.4. Scintillating fiber detector 3.4.1. Detection principle 3.4.2. Motivation 3.4.3. Characterization of a single-sided PMT readout fiber 3.4.4. Characterization of a double-sided PMT readout fiber 3.4.5. Characterization of a double-sided SiPM readout fiber 3.5. Comparison of the two proton bunch monitors 3.6. Summary 4. PGT proof-of-principle with the proton bunch monitor 4.1. Materials and methods 4.1.1. Experimental setup 4.1.2. Measurement program 4.1.3. Data analysis 4.1.4. Evaluation of PGT spectra 4.2. Results 4.2.1. Characteristics of PGT spectra 4.2.2. Relative proton range verification 4.3. Discussion and conclusion 4.4. Summary 5. General discussion 5.1. Time instabilities 5.2. Toward clinical translation of the PGT technique 5.3. Conclusion 6. Summary / Zusammenfassung 6.1. Summary 6.2. Zusammenfassung Bibliography / Die Verifikation der Behandlung ist erforderlich, um die Reichweiteunsicherheiten in der Protonentherapie zu verringern und damit die Behandlungspräzision und die Behandlungsergebnisse zu verbessern. Das Prompt-γ-Ray-Timing (PGT) ist eine nicht-invasive Methode zur Reichweitenverifizierung, bei der die Zeitverteilung der prompt erzeugten γ-Strahlung mit schnellen, nicht-kollimierten Szintillationsdetektoren detektiert wird. Die gemessenen Zeitspektren der prompten γ-Strahlung (PGs) sind jedoch empfindlich gegenüber Phaseninstabilitäten zwischen der als Referenzzeit verwendeten Radiofrequenz (RF) des Beschleunigers und der tatsächlichen Ankunftszeit der therapeutischen Teilchen am Patienten und erfordern eine Online-Überwachung der Ankunftszeit der Protonenmikropulse. Im Rahmen dieser Arbeit wurde die Entwicklung eines PGT-Systems einschließlich eines geeigneten Proton-Bunch-Monitors (PBMs) für die Reichweitenverifikation in der Protonentherapie untersucht. Im ersten Teil der Arbeit wurden zwei PBM-Optionen untersucht und unter kliniknahen Strahlbedingungen charakterisiert, um einen PBM, der die Voraussetzungen und Einschränkungen für die Anwendung in der PGT-basierten Reichweitenverifikation erfüllt, auszuwählen. Der ausgewählte PBM-Prototyp besteht aus szintillierenden Fasern, die an beiden Enden mit Silizium-Photomultipliern (SiPMs) ausgelesen werden. Durch die Platzierung des PBMs im Strahlhalo konnten ausreichende Zählstatistiken und verarbeitbare Triggerraten für die Überwachung der Periodizität der Protonenmikropulse mit einer angemessenen statistischen Genauigkeit erreicht werden, während gleichzeitig die Beeinträchtigung der klinischen Strahlapplikation minimiert wird. Im zweiten Teil der Arbeit wurde der experimentelle Machbarkeitsnachweis für die PGT-basierte Reichweitenverifikation in einem heterogenen Target zusammen mit der Online-Überwachung der Instabilitäten der Protonenmikropulse erbracht. Die Empfindlichkeit und die Gesamtunsicherheit der PGT-Technik wurden für zwei Protonenenergien, unterschiedliche Dicken der Lufthohlraumeinsätze, verschiedene gewebeäquivalente Materialeinsätze, andere Auswahlen der PG-Energiefenster und weitere PGT-Parameter quantifiziert. Die experimentellen Ergebnisse bestätigten, dass die Echtzeitüberwachung der Protonenreichweite während der Behandlung mit Hilfe der PGT-Technik mit Millimeterpräzision und Submillimetergenauigkeit bei kliniknahen Strahlströmen und klinisch relevanten Protonenenergien möglich ist. Die Integration des PBMs in die PGT-basierten Reichweitenverifizierung ist ein weiterer wichtiger Schritt auf dem Weg zur klinischen Anwendung der PGT-Technik für die In-vivo-Reichweitenüberprüfung und die qualitative Bewertung der Protonenreichweite während der Behandlung.:List of figures List of tables List of abbreviations 1. Introduction 2. Background 2.1. Uncertainties in proton therapy 2.2. Treatment verification in proton therapy 2.3. Prompt γ-ray timing (PGT) 2.3.1. PGT principle 2.3.2. PGT detection system 2.3.3. Time instabilities in the PGT-based range verification 2.4. Aim of the work 3. Development of a proton bunch monitor 3.1. The IBA Proteus 235 System at OncoRay 3.2. General requirements 3.3. Coincidence detection of scattered protons 3.3.1. Detection principle 3.3.2. Motivation 3.3.3. Characterization and performance of the detector 3.4. Scintillating fiber detector 3.4.1. Detection principle 3.4.2. Motivation 3.4.3. Characterization of a single-sided PMT readout fiber 3.4.4. Characterization of a double-sided PMT readout fiber 3.4.5. Characterization of a double-sided SiPM readout fiber 3.5. Comparison of the two proton bunch monitors 3.6. Summary 4. PGT proof-of-principle with the proton bunch monitor 4.1. Materials and methods 4.1.1. Experimental setup 4.1.2. Measurement program 4.1.3. Data analysis 4.1.4. Evaluation of PGT spectra 4.2. Results 4.2.1. Characteristics of PGT spectra 4.2.2. Relative proton range verification 4.3. Discussion and conclusion 4.4. Summary 5. General discussion 5.1. Time instabilities 5.2. Toward clinical translation of the PGT technique 5.3. Conclusion 6. Summary / Zusammenfassung 6.1. Summary 6.2. Zusammenfassung Bibliography

Die vorliegende Dissertation analysiert Beobachtungen des Vela-Pulsars mit dem H.E.S.S.-Observatorium und präsentiert damit den ersten Nachweis gepulster Strahlung mit H.E.S.S. Die signifikante Detektion (11.4 s) oberhalb einer bis jetzt unerreichten Energieschwelle von lediglich 15 GeV wurde mittels von 24 h Beobachtungsdaten erzielt, die mit dem im Jahr 2012 in Betrieb genommenen CT5-Teleskop aufgezeichnet wurden. Nach dem Krebs-Pulsar ist damit der Vela-Pulsar der zweite Pulsar, von dem sehr hochenergetische Gammastrahlung nachgewiesen wurde. Die Spektren von Pulsaren im Bereich der sehr hochenergetischen Gammastrahlung sind von besonderem Interesse, da sie Einblicke in einen bisher fast komplett unerforschten Energiebereich erlauben. Der experimentelle Nachweis stellt eine besondere Herausforderung dar, da die Rate der Gammastrahlen gemäß einem Potenzgesetz mit der Energie abfällt und die resultierenden Zählraten klein sind. Daher werden neue gewichtete Testgrößen eingeführt, um die Sensitivität für den Nachweis schwacher Pulsationen für zukünftige Beobachtungen von Pulsaren zu verbessern. Die Testgrößen sind Erweiterungen von bereits existierenden ungewichteten Verfahren und anwendbar auf beliebige diskrete Daten, in denen ein Puls oder mehrere Pulse erwartet werden. Sie sind leistungsfähig für den Fall unbekannter Phasenprofile und erzielen bei Standardgewichtung eine 10 %-ige Steigerung der Detektionssignifikanz. Die optimierte Analysekette wurde zur Detektion des Vela-Pulsars im Energiebereich von 15 GeV bis 125 GeV eingesetzt. Der phasengemittelte integrierte Energiefluss beträgt 4.29_(-1.02)^(+1.14)_stat _(-3.31)^(+5.50)_sys × 10^(-11) erg cm^(-2) s^(-1) und wird durch einen einzelnen Puls verursacht. Das Profil des Pulses kann durch eine asymmetrischen Lorentz-Funktion mit einer schmaleren abfallenden Flanke beschrieben werden. Der Photonfluß fällt gemäß einem Potenzgesetz mit Index -5.39 mit der Energie ab. Dies ist in guter Übereinstimmung mit einem theoretischen Annular-Gap-Emissionsmodell. / The analysis of the first pulsar to be detected with the H.E.S.S. array is presented. The high significance detection at the 11.4 s level down to a hitherto unachievable 15 GeV energy threshold is a result of 24 h of observations of the Vela pulsar with the new CT5 telescope introduced into the array in 2012. This is only the second pulsar to be detected in the very high energy (VHE) ?-ray regime. Of particular interest are the VHE spectra of pulsars as this is an almost completely unexplored energy domain. This does however entail smaller signals as the rate of ?-rays generally drops according to a power law function. New weighted statistical tests are introduced to improve the sensitivity to weak pulsations for use with future observations of pulsars. These tests are modifications of currently used tests and are applicable to any discrete data in which a single or many pulses are expected; they are powerful when the phase profile is unknown and with a basic weighting provide up to a 10 % boost in detection significance. An optimised analysis chain contributed to the detection of the Vela pulsar with phase averaged energy flux in the energy range (15,125) GeV of 4.29_(-1.02)^(+1.14)_stat _(-3.31)^(+5.50)_sys × 10^(-11) erg cm^(-2) s^(-1). The single pulse is characterised with an asymmetric Lorentzian function with a narrower trailing edge. The photon flux falls as a power law with index -5.39 which is moderately consistent with an Angular Gap emission model but represents a steeper drop in emission than that measured with the Fermi-LAT. The emission efficiency of the Vela pulsar in the VHE band is evaluated as 0.0025 %, which is comparable to that of the Crab pulsar in the same energy regime measured with the MAGIC telescope array. Comparisons to other candidate VHE pulsars are also drawn. A weak constraint is placed on the energy at which Lorentz invariance violation occurs in terms of the Planck energy as E_LIV>10^(-4) E_P.