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Scintillator purification by silica gel chromatography in the context of low counting rate experiments
No full textLiquid scintillators used in low counting rate experiments – like solar neutrino experiments – usually have to fulfil high requirements concerning their radiopurity. In that context silica gel chromatography is a promising purification method to extract traces of polar impurities out of liquid scintillators. The paper presents a purification model describing two different purification modes and compares it to laboratory experiments performed during the last years. Some of them – large scale purification tests – have been realised at the CTF, prototype of the solar neutrino experiment Borexino
Sequuntur Lamenta Ut calidissima et acerbissima ita piisma in memoriam sempiternam ... Dn: Urbani Casparis a Feilitzsch, in Kürbitz/ Förba/ Schwartzenbach/ Isar/ Goditz/ Weischlitz/ Hereditari, Consilarii Brandenburgici intimi, Cancellarii gravissimi, Feudorumq[ue]; Equestrium Iudicis in superiore Marchionatu meritissimi, Pie placideque in Cristo Salvatore suo denati d. XVII. Septembr. Anni post Christum natum MDCXLIX.
No full textedita a Commensalibus &c.Vermutl. Forts. von: Öttel, Paul: Christliche Trawer-Predigt/ Uber den unverhofften ... Abschied und Hintritt auß dieser Welt/ Deß ... Herrn Urban Caspars von Feilitzsch ... (s. VD17 23:692348M)Vorlageform des Erscheinungsvermerks: Curiae Nariscorum, Typis Johannis Alberti Mintzeli
Suche nach multi-TeV-Gammastrahlung im Supernova-Überrest SN 1006 mit dem HEGRA CT1 Teleskop
No full textThe Galactic Cosmic Rays (GCRs, those Cosmic Rays with intermediate energy between 10s of GeV and 100s of TeV per unit of charge) are known from more than nine decades. Anyway, we still know very little about their origins. The Super Nova Remnants (SNRs) are the most popular GCRs candidate accelerators. But up to now we miss an unquestioned experimental proof of this theory. Therefore we investigated the SN 1006 remnant. This shell type remnant has been produced by the bright Super Nova, which has been visible during the year 1006. This is one of the few sources, from which TeV gamma rays have been detected. Here below I summarize the observations of the SN1006 with the HEGRA CT1 telescope. Very briefly the main steps of the data analysis and the main achievements are also listed. We observed SN 1006 for more than 220 hours from the 1999 to 2001 with the HEGRA CT1 telescope. CT1 is part of the HEGRA cosmic rays detector complex at La Palma (28.75\Gamma = -2.0, becomes: Phi_{gamma} (E > 18 +- 2 TeV) = (2.35 +- 0.4 _{stat} +-0.7 _{syst.} ) 10 ^{-13} cm ^{-2} s ^{-1}. \item The differential flux, in the form of a pure power law C_{scale}*E^{-Gamma}, is: dPhi/dE =(0.30 +- 0.36)* 10^{-11} *(E/TeV)^{-1.9+-0.4} TeV^{-1} \ cm^{-2} \ s^{-1} $ The errors include the statistical ones, and those for the energy reconstruction. A 30% systematic error is not included. - No signal has been found at the South-West cap and at the central region location. It is therefore possible to set an upper-limit for the integral flux from the South-West cap: Phi (E > 18+-2TeV) _{gamma,SW} = 0.83 10 ^{-13} cm ^{-2} s ^{-1} at a confidence level of 95\%, under the assumption of a power law with photon index Gamma=-2. The upper limit for the SNR central region is: Phi (E > 18+-2TeV)_{gamma,center} = 0.66 10 ^{-13} cm ^{-2} s ^{-1} also this at a confidence level of 95\%, under the assumption of a power law with photon index Gamma=-2.Die galaktische kosmische Strahlung (GCRs), kosmische Strahlung mit einer durchschnittlichen Energie zwischen einigen GeV und hunderten von TeV pro Ladungseinheit ist seit mehr als neun Jahrzehnten bekannt. Trotzdem wissen wir immer noch sehr wenig "uber ihren Ursprung. Supernova-"Uberreste (SNRs) gelten als die wahrscheinlichsten Quellen f"ur galaktische kosmische Strahlung. Bis jetzt fehlt aber ein einwandfreier experimenteller Beweis f"ur diese Theorie. Daher haben wir den Supernova-"Uberrest SN1006 untersucht. Er entstand durch die helle Supernova, die im Jahr 1006 zu sehen war. Dieser Shell-Typ "Uberrest ist eine der wenigen Quellen, bei der TeV Gammastrahlung entdeckt wurde. Die HEGRA Kollaboration untersuchte 1999-2001 SN1006 in dem bisher unerforschten Energiebereich oberhalb von ~15 TeV. Im folgenden fasse ich die Beobachtungen von SN 1006 mit dem HEGRA CT1 Teleskop zusammen und beschreibe kurz die wichtigsten Schritte der Datenanalyse sowie die wesentlichen Ergebnisse. SN 1006 wurde in den Jahren 1999 bis 2001 mehr als 220 Stunden lang mit den HEGRA CT1 Teleskop untersucht. CT1 ist Teil der HEGRA Detektoranlage zur Untersuchung von kosmischer Strahlung auf La Palma (28.75deg N, 17.9deg W, 2225 m asl). Bei Beobachtungen von La Palma kulminiert SN 1006 in einer H"ohe von weniger als 20deg Daher sind nur Messungen mit einem grossen Zenithwinkel (ZA) m"oglich. Ingesamt wurden mehr als 346000 sogenannte ON-Source Ereignisse aufgezeichnet, wobei die Beobachtungen sowohl auf den engen Bereich zwischen 71 und 73deg ZA als auch auf eine kleine Anzahl von OFF-Source Daten des gleichen Zenithwinkels eingeschr\"ankt wurde. Wir beobachteten auch eine grosse Anzahl von Untergrund-Muonen, die bei ihrer Aufzeichnung durch die Teleskopkamera schmale Spuren hinterlassen, die Gamma-Ereignissen "ahneln k"onnten. Die Analyse der Daten von SN 1006 wurde (als Teil meiner Doktorarbeit) durchgef"uhrt, um nach m"oglicher multi-TeV Strahlung von dieser Quelle zu suchen. Der Standardanalyse Technik wurden einige Neuerungen hinzugef"ugt. Die wesentlichen hiervon sind : - die Entwicklung und die Bewertung einer neuen Hintergrund Unterdr"ucksmethode. Die Standard Unterdr"uckung ist auf Grund des grossen Zenithwinkels nicht effektiv (bei der vorliegenden Untersuchung wurde mit den gr"ossten Zenithwinkeln gemessen, mit denen jemals bei irgendeinem gearbeitet wurde). -die Einf"uhrung einer zweidimensionalen Analyse (False Source Method) und der Scan des CT1 Bildfelds. Die Standard Analyse ist f"ur punktf"ormige Objekte ausgelegt, w"ahrend es sich bei SN 1006 um ein ausgedelintes handelt. - eine neue Behandlung des Hintergrundes (die sogenannte Ring Methode), die zusammen mit der CT1 Standard Berechnung (dem sogenannten Alpha-Fit), durchgef"uhrt wird. - die Kalibrierung des Teleskops, d.h. die Berechnung der effektiven Sammelfl"ache, der Stoss-Parameter sowie einer Energierekonstruktion. Die Kalibration wird durch den grossen Zenithwinkel beeinflusst und ist daher neu. Mit den oben beschriebenen Analysemethoden wurden die folgenden wesentlichen Ergebnisse erreicht: - Die Beobachtung von TEV Gammastrahlen vom Nord-Ost Region des Super Nova "Uberrests 1006, die in "Ubereinstimmung mit der k"urzlich von der CANGAROO Kollaboration gemachten Beobachtung ist. - Die Emissionen von TeV Gammastrahlen wird als "Uberschuss von Ereignissen erkannt. Der betr"agt 103+-17 Ereignisse. Der Untergrund bel"auft sich auf 225+-9 Ereignisse . - Die Signifikanz des "Uberschusses betr"agt 5.1 sigma}, in "Ubereinstimmung mit der Theorie von Li und Ma, die normalerweise auf dem Gebiet der Gammastrahlungs-Astronomie angewendet wird. Die urspr"ungliche Signifikanz lag bei 5.6 sigmas, wurde aber reduziert um die Unbestimmtheit der Position zu ber\"ucksichtigen (9 Sky Map Bins). - Der integrale Fluss betr"agt: Phi_{gamma} (E > 18 +-2 TeV) = (2.35 +-0.4 _{stat}) 10 ^{-13} cm ^{-2} s ^{-1} Dieser Fluss wurde unter der Annahme berechnet, dass die Quelle ein differentielles Energiespektrum in Form eines reinen Potenzgesetzes mit einem Spektralindex von Gamma = -2.0 erzeugt. Dieser Wert wird durch die Anspassung des Differentialspektrums bevorzugt. Die Energieschwelle E_{th} f"ur diesen Photonindex liegt bei 18+-2 TeV. - Es wurde ein systematische Fehler von delta Phi_{syst.} = 30% f"ur die Flussberechnungen abgesch"atzt. Werden systematische Fehler eingeschlossen, dann bel"auft sich der integrale Fluss f"ur Gamma = -2.0, auf: Phi_{gamma} (E > 18 +- 2 TeV) = (2.35 +- 0.4 _{stat} +-0.7 _{syst.} ) 10 ^{-13} cm ^{-2} s ^{-1} F"ur den differentiellen Fluss wurde folgender Verlauf (unter Annahme einen Potenzgesetzes mit Gamma = -2.0) bestimmt: d Phi/dE = (0.30 +- 0.36) * 10^{-11} ( E/TeV)^{-1.9+-0.4} TeV^{-1} \ cm^{-2} \ s^{-1} Statistische Fehler sowie Fehler f"ur die Energie sind eingeschlossen. Ein systematischer Fehler von 30% hingegen nicht. - Es wurde kein Signal in der S"ud-West Region und im Zentralbereich gefunden. Daher kann eine obere Grenze f\"ur den integralen Fluss f"ur das S"ud-West Kap angegeben wurden: Phi (E > 18+-2TeV) _{gamma,SW} = 0.83 10 ^{-13} cm ^{-2} s ^{-1}. Die Aussagewahrscheinlichkeit liegt bei 95%, unter der Annahme eines Potenzgesetzes mit einem Photonindex von Gamma=-2. Die Obergrenze f"ur den Zentralbereich des SNR liegt bei: Phi (E > 18 +-2TeV)_{gamma,center} = 0.66 10 ^{-13} cm ^{-2} s ^{-1} auch hier mit einer Aussagewahrschinlichkeit von 95% und der Annahme eines Potenzgesetzes mit einem Photonindex von Gamma=-2
The Source Spectrum of Reactor Antineutrinos
No full textThe cumulative beta spectrum of ²³⁵U and ²³⁹Pu thermal neutron induced fission fragments was measured with a magnetic beta spectrometer in the range E_β = 1.5 to 8 MeV. The beta spectra were converted in the correlated [MATH]_e spectrum of a nuclear reactor. Thus a basis is given for reactor neutrino experiments such as the search for neutrino oscillations
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