Der Ursprung ultra-hochenergetischer kosmischer Strahlung (UHECRs) ist eine der wichtigsten offenen Fragen der Astrophysik. Gammastrahlenblitze (GRBs) galten als potentielle Quellen, da sie zu den energetischsten Ereignissen im Universum zählen. Konventionelle Szenarien sind jedoch durch Neutrinodaten stark eingeschränkt. Außerdem weisen Messungen der chemischen Zusammensetzung kosmischer Strahlen auf schwere Kerne hin, welche in zu dichten Strahlungsfeldern disintegrieren würden. Um dieses Dilemma zu umgehen deuten neue Studien auf versteckte Beschleuniger hin, welche schwer zu detektieren sind. In dieser Dissertation präsentieren wir neue Ansätze um nukleare Prozesse in astrophysikalischen Quellen effizient und selbstkonsistent zu berechnen. Wir quantifizieren diese Wechselwirkungen anhand der nuklearen Kaskade, welche die Disintegration schwerer Kerne in leichtere Fragmente beschreibt. Auch in umfassenden Modellen, wie sie in dieser Arbeit entwickelt werden, sind GRBs durch Neutrinodaten unter Druck. Dennoch zeigen wir, dass eine Population von GRBs niedriger Luminosität konsistent mit derzeitigen Messungen ist und zugleich auch das Spektrum und die Zusammensetzung kosmischer Strahlung über den Knöchel hinweg sowie Neutrinodaten beschreiben kann. Aus unserer Prozedur können wir zusätzlich weitere Quelleneigenschaften wie die baryonische Ladung oder die Ereignisrate bestimmen. Wir zeigen weiter, dass auch von schwarzen Löchern zerrissene Sterne mögliche Kandidaten eines gemeinsamen Ursprungs der gemessenen kosmischen Strahlung und PeV-Neutrinos sind. Sie können jedoch durch kosmogenische Neutrinos von LLGRBs abgegrenzt werden. Schließlich wenden wir unser Modell auf das Gravitationswellenereignis GW170817 an. Wir zeigen für verschiedene Jet-Szenarien, dass der erwartete Neutrinofluss weit unter der Sensitivität derzeitiger Instrumente liegt. Dennoch könnten verschmelzende Neutronensterne die kosmische Strahlung unterhalb des Knöchels erklären. / The origin of Ultra-High Energy Cosmic Rays (UHECRs) is still one of the most important open questions in astrophysics. Gamma-Ray Bursts (GRBs) were considered as potential sources as they are among the most energetic events known in the Universe. However, conventional GRB scenarios are strongly constrained by astrophysical neutrino data. In addition, cosmic ray composition measurements indicate the presence of heavy nuclei, which would disintegrate if the radiation fields in the source were too dense. In order to circumvent this dilemma, recent studies point towards hidden accelerators, which are intrinsically hard to detect. In this dissertation, we present novel approaches to efficiently and self-consistently calculate the nuclear processes in astrophysical sources. We quantify these interactions by means of the nuclear cascade, which describes the subsequent disintegration of heavy nuclei into lighter fragments. Even in sophisticated source-propagation models, as the ones developed in this thesis, conventional GRBs are in tension with neutrino data. However, we demonstrate that a population of low-luminosity GRBs is not only consistent with current constraints, but can even describe the UHECR spectrum and composition across the ankle as well as neutrino data simultaneously. From our fitting procedure we can further constrain certain source properties, such as the baryonic loading and the event rate. Furthermore, we show that stars disrupted by black holes are viable candidates for a simultaneous description of cosmic ray and PeV neutrino data too. However, they can be discriminated from LLGRBs by cosmogenic neutrinos. Finally, we apply our model to GW170817. We show for different jet scenarios that the expected neutrino flux is orders of magnitude below the sensitivity of current instruments. Nevertheless, binary neutron star mergers could in principle support cosmic rays below the ankle.

For about 20 years now, observations of 6Li in several old metal-poor stars inside the halo of our galaxy have been reported, which are largely independent of the stars’ metallicity, and which point to a possible primordial origin. The observations exceed the predictions of the Standard Big-Bang Nucleosynthesis model by a factor of 500. In the relevant energy range, no directly measured S-factors were available yet for the main production reaction 2H(α,γ)6Li, while different theoretical estimations have an uncertainty of up to two orders of magnitude. The very small cross section in the picobarn range has been measured with a deuterium gas target at the LUNA acceler- ator (Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics), located deep underground inside Laboratori Nazionali del Gran Sasso in Italy. A beam-induced, neutron-caused background in the γ-detector occurred which had to be analyzed carefully and sub- tracted in an appropriate way, to finally infer the weak signal of the reaction. For this purpose, a method to parameterize the Compton background has been developed. The results are a contribution to the discussion about the accuracy of the recent 6Li observations, and to the question if it is necessary to include new physics into the Standard Big-Bang Nucleosynthesis model.

Zwischen 10 und 1000 s nach dem Urknall bildeten sich während der Big Bang Nukleosynthese (BBN) die ersten leichten Elemente aus Protonen und Neutronen. Die primordialen Häufigkeiten dieser Elemente hingen von denWirkungsquerschnitten der beteiligten Kernreaktionen ab. Vergleiche zwischen den Ergebnissen nuklearer Netzwerkrechnungen mit astronomischen Beobachtungen bieten eine einzigartige Möglichkeit, etwas über das Universum zu dieser Zeit zu erfahren. Da es für die p(n,g)d-Reaktion, die eine Schlüsselreaktion der BBN ist, kaum Messungen im relevanten Energiebereich gibt, beruht deren Reaktionsrate in Netzwerkrechnungen auf theoretischen Berechnungen. Darin fließen auch experimentelle Daten der Nukleon-Nukleon-Streuung, des Einfangquerschnitts für thermische Neutronen sowie (nach Anwendung des Prinzips des detaillierten Gleichgewichts) der d(g,n)p-Reaktion mit ein. Diese Reaktion, die Photodissoziation des Deuterons, ist bei BBN-Energien (Tcm = 20–200 keV) ebenfalls kaum vermessen. Die großen experimentelle Unsicherheiten machen Vergleiche mit den präzisen theoretischen Berechnungen schwierig. In den letzten Jahren wurde die d(g,n)p-Reaktion und insbesondere der M1-Anteil des Wirkungsquerschnitts mit quasi-monoenergetischen g-Strahlen aus Laser-Compton-Streuung oder durch Elektrodesintegration untersucht. Üblicherweise verwendete man für Messungen des d(g,n)p-Wirkungsquerschnitts entweder die auf wenige diskrete Energien beschränkte Strahlung des g-Zerfalls oder Bremsstrahlung, für die aber eine genaue Photonenflussbestimmung sowie der Nachweis von einem der Reaktionsprodukte und dessen Energie nötig ist. Da diese Energie im Bereich der BBN relativ gering ist, gab es bisher noch keine absoluten Messung des d(g,n)p-Wirkungsquerschnitts bei Tcm < 5 MeV mit Bremsstrahlung. Das Ziel dieser Dissertation ist eine solche Messung mit einer Unsicherheit von 5 % im für die BBN relevanten Energiebereich und darüber hinaus bis Tcm ~ 2,5 MeV unter Verwendung gepulster Bremsstrahlung an der Strahlungsquelle ELBE. Dieser supraleitende Elektronenbeschleuniger befindet sich am Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf und stellte einen Elektronenstrahl hoher Intensität bereit. Die kinetische Elektronenenergie von 5 MeV wurde mit einem Browne-Buechner-Spektrometer präzise gemessen. Die Energieverteilung der in einer Niob-Folie erzeugten Bremsstrahlungsphotonen wurde berechnet. Die Photonenflussbestimmung nutzte die Kernresonanzstreuung an 27Al, das sich mit deuteriertem Polyethylen in einem mehrschichtigen Target befand. Die 27Al-Abregungen wurden mit abgeschirmten, hochreinen Germanium-Detektoren nachgewiesen, deren Effektivität mit GEANT4 simuliert und durch Quellmessungen normiert wurde. Die Messung der Energie der Neutronen aus der d(g,n)p-Reaktion erfolgte mittels deren Flugzeit in Plastikszintillatoren, die an zwei Seiten von Photoelektronenvervielfachern mit hoher Verstärkung ausgelesen wurden. Die Nachweiseffektivität dieser Detektoren wurde in einem eigenen Experiment in den Referenz-Neutronenfeldern der PTB Braunschweig kalibriert. Die Nachweisschwelle lag bei etwa 10 keV kinetischer Neutronenenergie.Wegen der guten Zeitauflösung der Neutronendetektoren und des ELBE-Beschleunigers genügte eine Flugstrecke von nur 1 m. Die Energieauflösung betrug im d(g,n)p-Experiment 1–2 %. Leider gingen viele Neutronen bereits durch Streuung in dem großen Target verloren oder sie wurden erst durch Teile des kompakten Experimentaufbaus in die Detektoren gestreut. Beide Effekte wurden mit Hilfe von FLUKA simuliert um einen Korrekturfaktor zu bestimmen, der aber bei niedrigen Energien relativ groß war. Der d(g,n)p-Wirkungsquerschnitts wurde daher nur im Bereich 0.7 MeV < Tcm < 2.5 MeV bestimmt. Die Ergebnisse stimmen mit anderen Messungen, Daten-Evaluierungen sowie theoretischen Rechnungen überein. Die Gesamtunsicherheit beträgt circa 6.5 % und kommt zu fast gleichen Teilen von den statistischen und systematischen Unsicherheiten. Die statistische Unsicherheit könnte durch eine längere FLUKA Simulation noch von 3–5 % auf 1 % verringert werden. Die systematische Unsicherheit von 4.5 % ist vorrangig auf die Photonenflussbestimmung, die Neutronen-Nachweiseffektivität und die Target-Zusammensetzung zurückzuführen.

<p>Користећи NAXSUN технику развијену уЈРЦ-Геел,мерени су ефикасни пресеци зареакције изазване неутронима187Re(n, p) 187W и 185Ре (n, 3n) 183Rе мерене у енергетском распону између 13,08 MeV и 19,5 МеV. Ови подаци су прве експериментално добијене вредности за нуклеарне реакције у овом енергетском опсегу неутрона. Добијени резултати упоређени су са постојећим процењеним прорачунимаТАЛИС 1.9 и ЕМПИРЕ 3.2.3 користећи различите доступне моделе. Упоређени су теоријски прорачуни са експерименталним резултатима. У раду је, на основу три снимљена гама спектра калифорнијумовог извора, закључено о утицају акумулације фисионих продуката на укупну специфичну гама константу извора.</p> / <p>Koristeći NAXSUN tehniku razvijenu uJRC-Geel,mereni su efikasni preseci zareakcije izazvane neutronima187Re(n, p) 187W i 185Re (n, 3n) 183Re merene u energetskom rasponu između 13,08 MeV i 19,5 MeV. Ovi podaci su prve eksperimentalno dobijene vrednosti za nuklearne reakcije u ovom energetskom opsegu neutrona. Dobijeni rezultati upoređeni su sa postojećim procenjenim proračunimaTALIS 1.9 i EMPIRE 3.2.3 koristeći različite dostupne modele. Upoređeni su teorijski proračuni sa eksperimentalnim rezultatima. U radu je, na osnovu tri snimljena gama spektra kalifornijumovog izvora, zaključeno o uticaju akumulacije fisionih produkata na ukupnu specifičnu gama konstantu izvora.</p> / <p>Using the NAXSUN technique developed at the JRC-Geel, the cross section functions for the neutron induced reactions 187Re(n,p)187W and 185Re(n,3n)183Re have been measured in the energy range between 13.08 MeV and 19.5 MeV. These data are the first experimentally obtained values for those nuclear reactions in this neutron energy range. Obtained results have been compared withexisting evaluated The TALYS 1.9 and EMPIRE 3.2.3 calculations were performed using different available. A comparison between theoretical model calculations and experimental results was made. Based on three recorded gamma ray spectra of a Californiumsource, conclusion is made if there are influences of fission product accumulation on the total specific gamma ray constant of the source.</p>

Utrahochenergetische kosmische Strahlung (ultra-high-energy cosmic rays -- UHECR) besteht aus ionisierten Atomkernen mit den höchsten Teilchenergien, die je gemessen wurden. Zwar wurden die Quellen von UHECRs noch nicht eindeutig identifiziert, doch gibt es deutliche Anzeichen, dass sie extragalaktisch sind. Um die Beobachtungen zu interpretieren, wird ein Modell der Wechselwirkungen mit Photofeldern sowohl in der Quelle als auch während der extragalaktischen Propagation benötigt. Bei diesen Wechselwirkungen werden sekundäre Neutrinos erzeugt. Diese Dissertation behandelt Modelle der Quellen von UHECRs und die damit verbundene Produktion von Neutrinos sowohl in den Quellen als auch während der Propagation. Dafür wurde ein neuer Code, PriNCe, für die Propagation von UHECRs entwickelt. Dieser Code wird in einem umfangreichen Parameterscan für ein generisches Quellenmodell angewendet, welches mit dem Spektralindex, der maximalen Rigidität, der kosmologischen Quellenverteilung und der chemischen Komposition als freie Parameter definiert ist. Dabei wird der Einfluss von verschiedenen Photodisintegrations- und Luftschauermodellen auf die erwarteten Eigenschaften der Quellen demonstriert. Der Fluss kosmogenischer Neutrinos, der sich daraus robust vorhersagen lässt, liegt außerhalb der Reichweite aller derzeit geplanten Neutrinodetektoren. GRBs als mögliche Quellen von UHECRs werden im Multi-Collision Internal-Shock Modell simuliert, welches die Abhängigkeit der Strahlungsprozesse von den verschiedenen Dissipationsradien im Plasmajet berücksichtigt. Für dieses Modell wird der Effekt demonstriert, den verschiedene Annahmen über die anfängliche Verteilung des Plasmajets und das hydrodynamische Modell auf die resultierende UHECR- und Neutrinosstrahlung haben. Für den Gammastrahlenblitz GRB170817A, welcher zusammen mit einem Gravitationswellensignal beobachtet wurde, werden Vorhersagen für den Neutrinofluss und ihre Abhängigkeit vom Beobachtungswinkel gemacht. / Ultra-high-energy cosmic rays (UHECRs) are the most energetic particles observed in the Universe. While the astrophysical sources of UHECRs have not yet been uniquely identified, there are strong indications for an extragalactic origin. The interpretation of the observations requires both simulations of UHECR acceleration and energy losses inside the source environment as well as interactions during extragalactic propagation. Due to their extreme energies, UHECR will interact with photons in these environments, producing a flux of secondary neutrinos. This dissertation deals with models of UHECR sources and the accompanying neutrino production in the source environment and during extragalactic propagation. We have developed a new, computationally efficient code, PriNCe, for the extragalactic propagation of UHECR nuclei. The PriNCe code is applied for an extensive parameter scan of a generic source model that is described by the spectral index, the maximal rigidity, the cosmological source evolution and the injected mass composition. In this scan, we demonstrate the impact of different disintegration and air-shower models on the inferred source properties. A prediction for the expected flux of cosmogenic neutrinos is also derived. GRBs are discussed as specific UHECR source candidates in the multi-collision internal-shock model. This model takes the radiation from different radii in the GRB outflow into account. We demonstrate how different assumptions about the initial setup of the jet and the hydrodynamic collision model impact the production of UHECRs and neutrinos. Motivated by the multi-messenger observation of GRB170817A, we discuss the expected neutrino production from this GRB and its dependence on the observation angle. We show that the neutrino flux for this event is at least four orders of magnitude below the detection limit for different geometries of the plasma jet.

The electronic and magnetic structure of the colossal magneto resistance material La1-xSrxMnO3, the high-k and strain tailoring compounds REScO3 (Sm, Gd, Dy) and the multiferroic LuFe2O4 was investigated by means of x-ray spectroscopic techniques. SQUID measurements of La1-xSrxMnO3 (x = 0.125, 0.17, 0.36) were compared with XMCD results. The very good agreement between these two experiments proofs the applicability of the correction factor for the spin magnetic moment and the importance of charge transfer. The magnetic moment measured by SQUID and that determined from XMCD proofs that the magnetic moment is completely localized at the Mn ions for different temperatures and magnetic fields. For x = 0.125 the orbital magnetic moment determined from XMCD corresponds to the structural changes in the phase diagram. Additionally the measured orbital moments correspond to anomalies in magnetization versus temperature curves. The magnetic and electronic structure of the rare earth scandates (SmScO3, GdScO3 and DyScO3) were investigated by means of XPS, XES, XAS, SQUID and neutron powder diffraction. The magnetic measurements reveal antiferromagnetic coupling at low temperatures in agreement with neutron diffraction data. With XAS and XES at the O K-edge in comparison with band structure calculations of the unoccupied oxygen states, the band gaps of REScO3 were determined and it was found that these values are corresponding to the Sc-O mean distances. The electronic and magnetic structure of LuFe2O4 was presented. The valence state of Fe ions was determined to 50% divalent and 50% trivalent by XPS of Fe 2p and 3s levels. The big orbital magnetic moment found by XMCD could explain a discrepancy between the magnetic measurements and the spin configuration, which was confirmed by XMCD.

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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

[pt] Em 2013, o IceCube Neutrino Observatory, localizado no Polo Sul, descobriu um fluxo de neutrinos astrofísicos com energias de PeV. Mais tarde, descobriu-se que este fluxo se estendia até pelo menos aproximadamente 10 TeV. Apesar de muitos esforços desde então, determinar as suas fontes permanece sendo um dos maiores desafios na comunidade de astrofísica. Nesta dissertação, investigamos possíveis fontes através de uma abordagem multimensageira bem motivada. Em qualquer mecanismo para a produção de neutrinos cósmicos, obrigatoriamente há produção simultânea de raios gama com energias comparáveis. Ao contrário de neutrinos, que atravessam o Universo ilesos, raios gama de altas energias sofrem interações com fótons de fundo em um processo de degradação de energia conhecido como cascata eletromagnética. Na Terra, eles contituem o fundo extragalático de raios gama difuso (EGB), medido com precisão pelo Fermi Gamma-ray Space Telescope entre GeV–TeV. Realizando uma análise conservativa, quantitativa e multimensageira, encontra-se uma tensão de maior ou aproximadamente 3delta (possivelmente chegando a aproximdamente 5 delta) entre os dados do IceCube e do EGB, apontando para a exitência de uma nova classe de aceleradores cósmicos de alta energia, como, por exemplo, fontes opacas para raios gama. / [en] In 2013, the IceCube Neutrino Observatory, located at the South Pole, discovered a flux of astrophysical neutrinos with PeV energies, later found to extend down to at least approximately 10 TeV. Despite many efforts since then, determining their sources remains one of the most daunting challenges in the astrophysics community. In this dissertation, we investigate possible sources via a well-motivated multimessenger approach. In any production mechanism of cosmic neutrinos, there must also be a simultaneous production of gamma-rays withcomparable energies. Unlike neutrinos, which travel unscathed throughout the Universe, high energy gamma-rays undergo interactions with background photons in an energy-degrading process known as electromagnetic cascade. At the Earth, they constitute the diffuse extragalactic gamma-ray background (EGB), precisely measured by the Fermi Gamma-ray Space Telescope in the GeV–TeV range. By performing a conservative, quantitative, multimessenger analysis, we find greater than a or approximately to 3 delta (possibly as large as approximately 5 delta) tension between IceCube and EGB data, pointing towards the existence of a new class of high energy cosmic accelerators, such as gamma-ray-opaque sources.

Within cosmology, there are two entirely independent pillars which can jointly drive this field towards precision: Astronomical observations of primordial element abundances and the detailed surveying of the cosmic microwave background. However, the comparatively large uncertainty stemming from the nuclear physics input is currently still hindering this effort, i.e. stemming from the 2H(p,γ)3He reaction. An accurate understanding of this reaction is required for precision data on primordial nucleosynthesis and an independent determination of the cosmological baryon density. Elsewhere, our Sun is an exceptional object to study stellar physics in general. While we are now able to measure solar neutrinos live on earth, there is a lack of knowledge regarding theoretical predictions of solar neutrino fluxes due to the limited precision (again) stemming from nuclear reactions, i.e. from the 3He(α,γ)7Be reaction. This thesis sheds light on these two nuclear reactions, which both limit our understanding of the universe. While the investigation of the 2H(p,γ)3He reaction will focus on the determination of its crosssection in the vicinity of the Gamow window for the Big Bang nucleosynthesis, the main aim for the 3He(α,γ)7Be reaction will be a measurement of its γ-ray angular distribution at astrophysically relevant energies. In addition, the installation of an ultra-low background counting setup will be reported which further enables the investigation of the physics of rare events. This is essential for modern nuclear astrophysics, but also relevant for double beta decay physics and the search for dark matter. The presented setup is now the most sensitive in Germany and among the most sensitive ones worldwide. / Innerhalb der Kosmologie gibt es zwei völlig unabhängige Ansätze, die gemeinsam die Präzision in diesem Gebiet weiter vorantreiben können: Astronomische Beobachtungen der primordialen Elementhäufigkeiten und die detaillierte Vermessung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds. Dieses Vorhaben wird derzeit allerdings noch durch die vergleichsweise große Unsicherheit des kernphysikalischen Inputs verhindert, vor allem bedingt durch das limitierte Verständnis der 2H(p,γ)3He-Reaktion. Eine präzise Vermessung dieser Reaktion ist sowohl für die Präzisionsdaten zur primordialen Nukleosynthese erforderlich, als auch für die damit einhergehende unabhängige Bestimmung der kosmologischen Baryonendichte. Des Weiteren ist unsere Sonne ein exzellent geeignetes Objekt, um unser theoretisches Verständnis über die Physik von Sternen mit experimentellen Messungen abgleichen zu können. Während wir heutzutage in der Lage sind, solare Neutrinos in Echtzeit auf der Erde messen können, mangelt es noch an der theoretischen Vorhersagekraft von solaren Neutrinoflüssen. Auch hier ist die Präzision (erneut) begrenzt durch das limitierte Verständnis der beteiligten Kernreaktionen, vor allem bedingt durch mangelnde Kenntnis über die 3He(α,γ)7Be-Reaktion. Die vorliegende Arbeit beleuchtet diese zwei Kernreaktionen, die beide unser Verständnis des Universums auf verschiedene Weise einschränken. Während sich die Untersuchung der 2H(p,γ)3He-Reaktion auf die Bestimmung ihres Wirkungsquerschnitts in der Nähe des Gamow-Fensters für die Urknall-Nukleosynthese konzentriert, ist das Hauptanliegen für die 3He(α,γ)7Be-Reaktion eine Messung der Winkelverteilung der dabei emittierten γ-Strahlung bei astrophysikalisch relevanten Energien. Darüber hinaus wird über die Installation eines Messaufbaus zur Untersuchung niedriger Aktivitäten berichtet, das sich durch seine äußerst geringe Untergrundzählrate auszeichnet. Bedingt durch seine hohe Sensitivität kann dieser Aufbau in Zukunft bedeutende Beiträge für die moderne nukleare Astrophysik leisten und ist darüber hinaus beispielsweise auch relevant für die Untersuchung von Doppel-Betazerfällen oder die Suche nach dunkler Materie. Der präsentierte Aufbau ist nun der Sensitivste seiner Art in Deutschland und gehört zu den Sensitivsten weltweit.