Mein Schülerpraktikum am Deutschen Elektronen-Synchrotron in Zeuthen vom Anna Rupp Freie Waldorfschule Berlin-Südost 11.

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1 Mein Schülerpraktikum am Deutschen Elektronen-Synchrotron in Zeuthen vom Anna Rupp Freie Waldorfschule Berlin-Südost 11.Klasse Inhaltsangabe: 1. Einführung in die Astroteilchenphysik 1.1 Ziele der Forschung und ungelöste Fragen 1.2 Experimente 2. Schülerexperimente zur Messung kosmischer Teilchen 2.1 Messung kosmischer Teilchen mit der Cherenkov Effekt Der Aufbau der Kannen und Photomultiplier Messung der Rate abhängig vom Winkel Auswertung der Ergebnisse 2.2 Messung kosmischer Teilchen mit Szintillatoren (FermiLab Experiment) Die verwendeten Komponenten & der Zusammenbau des Detektors Inbetriebnahme des Detektors Die Abhängigkeit der Rate von der Spannung Die Werte der einzelnen Kanäle Anhang: Übersetzung des QuarkNet Handbuchs 1. Einführung in die Astroteilchenphysik Schon die alten Griechen waren auf der Suche nach Beschaffenheit und

2 Ursprung des Universums. Nun, einige Jahrhunderte später, scheinen wir den Antworten durch moderne Technologie und riesige Experimente (siehe 1.3) zum Greifen nah zu kommen. Die Astroteilchenphysik beschäftigt sich dabei mit kosmischen Vorgängen und versucht sie durch die Eigenschaften der Bausteine der Materie und ihrer Wechselwirkung zu erklären. Durch die Fortschritte der letzten Jahre in der Teilchenphysik ist nun eine ganze Reihe von Teilchen bekannt. Am Anfang stand die Entdeckung des positiv geladenen Atomkerns, doch dann war es möglich, diesen Atomkern zunächst in Hadronen (Proton und Neutron), und schließlich in die Quarks als dessen Fundamentalteilchen aufzuteilen, während Leptonen (wie das Elektron) an sich schon Fundamentalteilchen zu seien scheinen. Diese Teilchen sind mit heutiger Technologie relativ leicht detektier- und beeinflussbar, da sie eine Masse und Ladung haben, doch je genauer man sich mit den Vorgängen im Kleinsten beschäftigt, desto mehr bisher unbekannte Teilchen scheinen vorhanden zu sein, um die elementarsten Gesetze der Physik zu befolgen. Eines dieser Teilchen ist das Neutrino. Es wurde entdeckt, da der βˉ Zerfall den Energieerhaltungssatz nicht befolgen würde, es sei denn, ein masse- und ladungsloses Teilchen, das Neutrino, würde einen gewissen Anteil der Gesamtenergie übernehmen. Dieses Teilchen ist für die Astroteilchenphysik von besonderer Bedeutung, da es durch die Eigenschaft, äußerst selten mit Materie wechselzuwirken, wertvolle Informationen über seine Herkunft und die Bedingungen, die bei der Entstehung herrschten (die Entstehung kann Millionen von Jahren zurückliegen), mit sich trägt. Da es sich fast mit Lichtgeschwindigkeit fortbewegt, und auch sonst sehr wenig interagiert, ist es fast unmöglich das Neutrino an sich zu beobachten, jedoch können die durch die raren Wechselwirkungen von Neutrinos und Wasser produzierten Myonen durch des Abstrahlen sogenannten Cherenkov-Lichts gemessen werden.

3 Wenn hochenergetische kosmische Teilchen (Protonen, leichte Kerne) auf die oberen Schichten der Erdatmosphäre treffen, entstehen Luftschauer. Die typischen Reaktionen sind: und Die Sekundärteilchen dieser Reaktionen sind Pionen. Diese haben eine sehr kurze Lebensdauer und zerfallen noch bevor sie auf die Erdoberfläche treffen. Bei diesem Zerfall entstehen dann Myonen μ und Neutrinos v(bzw. Antineutrinos): oder Wenn diese Sekundärpartikel noch genug Energie haben, können sie mit anderen Teilchen interagieren und große Teilchenschauer auslösen.

4 1.1 Ziele der Forschung und ungelöste Fragen - Ursprung der kosmischen Strahlung Kosmische Strahlung ist eine hochenergetische Teilchenstrahlung aus dem Weltall und setzt sich größtenteils aus Protonen, Alpha-Teilchen, Elektronen und vollständig ionisierten Atomen zusammen, aber auch aus Neutrinos und Gammastrahlen. Wenn diese kosmischen Teilchen mit den Gasmolekülen unserer oberen Erdatmosphäre wechselwirken, können sie Teilchenschauer auslösen. Kosmische Strahlung ist in drei Gruppen eingeteilt: die Solarstrahlung, die galaktische (im Mittel 1 GeV) und die extragalaktische Strahlung (Energien bis zu 1020 ev) Über die Quellen dieser Strahlung wird immer noch diskutiert, aber man nimmt inzwischen an, dass es sich u.a. um Supernovaexplosionen, schwarze Löcher und Pulsare handelt. Da viele dieser Quellen auch Gamma-Strahlung aussenden, lässt sich ihr Ursprung zurückverfolgen.

5 - Entwicklungsprozesse von Sternen und Galaxien Heute wird angenommen, dass der Großteil der Sterne in der frühen Phase des Universums, vor ca.10 Milliarden Jahren entstanden ist. Der Anfangspunkt eines Sternes ist eine wasserstoffreiche Gaswolke, die aufgrund ihrer eigenen Gravitation kollabiert, dies geschieht, wenn die Schwerkraft den Gasdruck dominiert. Auslöser dafür können Druckwellen, Dichtewellen etc. sein. Aufgrund der weiteren Verdichtung entstehen Globulen, aus denen dann die Sterne hervorgehen. Bei der weiteren Kontraktion steigt die Dichte und die Temperatur steigt aufgrund der freigesetzten Gravitationsenergie weiter an. Nachdem die Kontraktion eine Weile zum Stillstand gekommen ist, beginnt die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, welche der Grund für das Leuchten der Sterne ist. Als Folge des Drehimpulses der Globule bildet sich eine Scheibe aus, welche den jungen Stern umkreist und aus welcher der Stern Masse akkreditiert. Die Masse des Sterns wird später noch eine entscheidende Rolle für seine weitere Entwicklung spielen. Wenn der Wasserstoff aufgebraucht ist, entwickeln sich massearme Sterne (bis zu 2.3 Sonnenmassen) meist zu weißen Zwergen, während massereiche Sterne über 8 Sonnenmassen als Supernova explodieren können. Eine Supernova ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines Sternes am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu und er sendet kosmische Strahlung aus.

6 Unter Umständen können als Endprodukte der Supernova Neutronensterne oder schwarze Löcher entstehen. Ein schwarzes Loch ist ein astronomisches Objekt, dessen Gravitation so hoch ist, dass die Fluchtgeschwindigkeit ab dem Ereignishorizont größer ist als die Lichtgeschwindigkeit. Dadurch kann keine elektromagnetische Welle (Licht) mehr entweichen, und es erscheint schwarz. - Dunkle Materie Dunkle Materie scheint die Lösung der Diskrepanz zwischen der gemessenen und erwarteten Umlaufgeschwindigkeit der Sterne in unserer Galaxie zu sein. Sie ist eine hypothetische Form einer nur durch gravitative Wechselwirkung mit sichtbarer Materie beobachtbare Materie. 1.2 Experimente Da der für die meisten astroteilchenphysikalischen Versuche riesige Anlagen und Ressourcen benötigt werden, schließen sich verschiedene Institute aus der ganzen Welt zu einer Kollaboration zusammen, um die Experimente aufzubauen und die Daten auszuwerten. Einige der wichtigsten werde ich nun kurz vorstellen.

7 1.2.1 Das IceCube Projekt am Südpol Am Südpol wird im Moment der größte Teilchendetektor der Welt gebaut, welcher unter anderem Aufschluss über Herkunft der Neutrinos geben soll das IceCube Projekt. Der Südpol wurde als Standort gewählt, da dort 3 km dickes, kristallklares Eis vorherrscht und zudem die USAmerikanische Amundsen-Scott Station die benötigte Infrastruktur bietet. Der Detektor soll bis 2011 fertig gestellt sein und besteht aus 4800 hochsensiblen optischen Sensoren, welche in einer Detektionsfläche von 1 km3 Volumen resultieren werden. Die Sensoren sind in 80 Bohrlöchern in einer Tiefe von 1500 m bis 2500 m im Eis versenkt. Die Sensoren werden die aus der Wechselwirkung von hochenergetischen Neutrinos mit Eismolekülen resultierenden Myonen durch das Cherenkov-Licht detektieren und das schwache Licht mit Hilfe von Fotovervielfachern stark verstärken. Diese elektrischen Pulse werden anschließend in digitale Signale umgewandelt. Diese Informationen können dann in Bezug auf Rate, Richtung, Energielevel (etc.) bestimmter Teilchen ausgewertet werden H.E.S.S. Das High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) ist ein System von Cherenkov Teleskopen in Namibia, mit welchen kosmische Gammastrahlen und Luftschauer in dem Bereich von 100 GeV bis einigen 10 TeV untersucht werden können. Es stehen im Moment (die Anlage wird in naher Zukunft erweitert werden) vier Teleskope auf den Eckpunkten eines Quadrats mit 120 m Seitenlänge, wobei jedes Teleskop eine Gesamtspiegelfläche von 108 m² hat. Durch die Zusammenfassung aller Teleskope hat dieses System eine hohe effektive Detektionsfläche. Die Arbeit mit diesen Teleskopen resultierte 2005 in der Entdeckung acht neuer Quellen

8 für hochenergetische Gammastrahlung MAGIC MAGIC ist das weltgrößte Teleskop für GammaStrahlen, welches sich in 2200 m Höhe auf La Palma, Spanien befindet. Mit einem Durchmesser von 17 m und der Ausnutzung des Cherenkov-Effekts kann es durch kosmische Gamma-Strahlung ausgelöste Teilchenschauer aufspüren GLAST GLAST ist ein Weltraum Observatorium und beinhaltet u.a. ein Teleskop, welches Daten für die Gamma-StrahlungsAstronomie sammelt. Es wurde am von einer Delta II Rakete in den Orbit befördert und nimmt von dort aus Daten über Pulsare, dunkle Materie, hochenergetische GammaQuellen und andere astrophysikalische und kosmologische Phänomene KASCADE-Grande Das KASCADE-Grande ist ein Forschungszentrum in Karlsruhe für die Messung kosmischer Strahlung und Schauerstudien. Es besteht aus einem bodengebundenen Netzwerk von 252 Detektorenstationen, welche, durch die Reaktion hochenergetischer kosmischer Strahlung mit der Erdatmosphäre entstandene, ausgedehnte Luftschauer messen. Die Stationen enthalten jeweils verschiedene, für Myonen und elektromagnetische Strahlung sensible Teilchendetektoren. Das Ziel dieser Experimente ist das indirekte Vermessen des EnergieMasse Spektrums der kosmischen Strahlen.

9 1.2.6 Auger Das Pierre Auger Observatorium in Argentinien ist ein Detektor für hochenergetische, geladene Teilchen und Teilchenschauer. Das Observatorium besteht aus 1600, 10 m2 großen Wassertanks, in denen sich jeweils 3 empfindliche Photomultiplier befinden. Es misst sowohl Sekundärteilchen mit Oberflächendetektoren als auch das Fluoreszenzlicht, das die Sekundärteilchen über dem Schauerfeld erzeugen, mit Hilfe großer Teleskope. Insgesamt decken die Schauerdetektoren 3000 km2 ab, was die Größe des Saarlandes überbietet. Es wird bis 2008 fertig gestellt sein, liefert aber schon seit 2004 Daten.

10 2. Schülerexperimente zur Messung kosmischer Teilchen 2.1 Messung kosmischer Teilchen mit dem Cherenkov-Effekt Der hier beschriebene Versuchsaufbau ist ein von Martin Klein und Matthias Fuidl entwickeltes Verfahren zur Messung kosmischer Strahlung für Schüler Der Aufbau der Kannen und Photomultiplier Eine der einfachsten Möglichkeiten, kosmische Strahlung nachzuweisen, ist das sogenannte Kamiokannen Experiment. Dabei werden zwei ordinäre Thermoskannen mit Wasser und Photomultipliern versehen und lichtdicht abgedeckt. Der Cherenkov-Effekt wird dann dazu genutzt, um u.a. Rate, Richtung und Lebenszeit bestimmter Teilchen herauszufinden. Unter Cherenkov-Effekt wird die sehr kurze, bläuliche Lichterscheinung verstanden, die entsteht, wenn sehr energiereiche kosmische Teilchen, die sich in einem bestimmten Medium schneller als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Medium fortbewegen, mit dem Wasser in den Kannen wechselwirken, Das Experiment ist wie folgt aufgebaut: Die Triggerbox zählt die von den Photomultipliern detektierten Teilchen, welche dann über ein Datenkabel zum Computer weitergeleitet werden. Sie wird aber auch zur Einstellung der Schwellen (dem Spannungslevel, ab welchem ein Lichtblitz als Teilchen bewertet wird) und Aktivierung der Koinzidenzschaltung benutzt. Mit Koinzidenz ist das gleichzeitige (in einem festgelegtem Zeitfenster) Auftreten eines Signals in den zwei Kannen gemeint. Damit kann die Richtung eines mit nahezu Lichtgeschwindigkeit fliegendem Teilchens bestimmt werden.

11 Der Aufbau der Kamiokannen selber sieht wie folgt aus: (dieses Foto ist nur ein Durchschnitt einer Kanne) 1) die Verstärkerplatine, 2) die Versorgungseinheit des Photomultipliers, 3) der Photomultiplier und 4) der Szintillator (in diesem Fall Wasser). Der Photomultiplier (siehe Bild) ist eine Elektronenröhre, in der schwache optische Signale (bis zu einzelnen Photonen) detektiert und anschließend mit Hilfe von Dynoden mehrfach verstärkt werden. Dieses verstärkte elektrische Signal wird dann in ein digitales umgewandelt und ist dann zur Auswertung auf einem Computer geeignet. Zur Datenanalyse mit Auswertungsprogrammen wie z.b. LabView sind diese Kannen mit einem Computer vernetzt. (Die Graphik unten stellt ein Photomultiplier dar)

12 2.1.2 Messung der Rate kosmischer Myonen abhängig vom Winkel Um die Winkelabhängigkeit von der Anzahl der detektierten Myonen zu untersuchen, werden die beiden Kannen im Koinzidenz Modus betrieben. Ich habe drei verschiedene Anordnungen der Kannen für meine Nachforschungen verwendet, 90 (Grafik a), 45 (Grafik b) und 0 (Grafik c), wobei ich die Abstände zwischen den Mittelpunkten beider Kannen konstant gehalten habe. Da die Flächen, durch welche die Myonen in die Kamiokanne eintreten können, um einen Koinzidenz-Trigger auszulösen, abhängig vom Winkel sind(siehe Grafik), muss die jeweilige Fläche errechnet werden, um die Zählrate ( Ereignisse / Fläche (cm2 ) ) bestimmen zu können. Die folgenden Formeln wurden zur Berechnung der jeweiligen Flächen verwendet: Der Durchmesser (d) der Kannen ist ca. 12 cm, und die Höhe (h) ca.7 cm. Fläche für 90 (a): 113 cm2 Fläche für 45 (b):51 cm2 Fläche für 0 (c): 84 cm2

13 2.1.3 Auswertung der Ergebnisse Kanne 5&6 Ausrichtung Fläche A Spannung Schwelle Kanne 5 Schwelle Kanne cm kv 2.31 V 2.67 V 1.45 kv 2.31 V 2.67 V 84 cm kv 2.31 V 2.67 V Zählrate pro Minute und cm Fläche A 113 cm2 Spannung 1.55 kv 1.55 kv 1.55 kv Schwelle Kanne V 2.40 V 2.40 V Schwelle Kanne V 2.44 V 2.44 V Zählrate pro Minute und cm cm2 0 Kanne 3&4 Ausrichtung 51 cm2 84 cm2 Diese Messergebnisse zeigen deutlich, dass ein Koinzidenz-Ereignis am Häufigsten bei der 90 Anordnung auftritt, daraus würde ich schlussfolgern, dass die meisten Myonen die vertikal auf die Erdoberfläche auftreffen.

14 2.2 Messung kosmischer Teilchen mit Szintillatoren (FermiLab Experiment) Der QuarkNet Detektor für kosmische Strahlung ist ein für Schüler konzipierter Detektor, mit dem man auch ohne großen Aufwand Myonen aus Luftschauern untersuchen kann Die verwendeten Komponenten & der Zusammenbau des Detektors Zum detektieren der Myonen werden hier Szintillatoren aus einer transparenten Platte verwendet. Szintillatoren sind Materialien, die beim Durchgang geladener Teilchen angeregt werden und diese Anregungsenergie in Form von Licht abgeben. An einer Ecke der Szintillatorplatte befindet sich jeweils ein Zylinder, um die Signale zum PMT weiterzuleiten. Der Detektor besteht aus vier Szintillatorplatten, wobei jede, um das Licht zum Zylinder und anschließend zum Photomultiplier zu leiten, mit reflektierender Aluminiumfolie umwickelt ist. Anschließend wurden die Platten lichtdicht mit schwarzer Folie ummantelt, damit der Photomultiplier wirklich nur Myonen als zählt und keine Photonen. Die Photomultiplier werden dann mit Hilfe eines PVC Rohrs an den Zylindern fixiert. Die Photomultiplier sind über Kabel mit der Hochspannungsversorgung verbunden. Die Hochspannungsversorgung ist dann mit dem DAQ Board (2) verbunden, welches die Myonenrate in unterschiedlichen Modi (Koinzidenz, Flussrate, ) messen kann. An das DAQ Board ist eine GPS Antenne mit Temperatursensor, ein USB Kabel zur Vernetzung mit dem PC und ein Netzteil angeschlossen. 1- Zähler(Szintillatorplatten& Photomultiplier; es sind nur zwei von vieren abgebildet) 2- DAQ Board 3-5 V DC Netzteil 4- GPS Empfänger 5- GPS Verlängerungskabel 6- Kabel zur Anschließen des DAQ Boards an den Computer

15 7- Optionaler USB Adapter 8- Signal Kabel 9- Stromversorgungskabel

16 2.2.2 Inbetriebnahme des Detektors Nach dem Installieren des Treibers wurde der Detektor über ein USB Kabel mit dem Computer verbunden. Die Einstellungen zur Verbindung des Programms HyperTerminal mit dem DAQ Board wurden wie folgend vorgenommen: Bits per second: Data bits: Parity : Stop Bits: Flow Control: None 1 None oder Xon/Xoff Die Abhängigkeit der Rate von der Spannung Kanal 0 Kanal Ereignisse pro 3 min Ereignisse pro 3 min. Spannung in mv Series Spannung in mv Spannung in mv Ereignisse pro 3 min Kanal Ereignisse pro 3 min. Kanal Series1 Kanal Kanal 2 Spannung in mv Ereignisse pro 3 min. Ereignisse pro 3 min Spannung in mv Series Spannung in mv

17 Kanal 3 Kanal Ereignisse pro 3 min Ereignisse pro 3 min. 600 Spannung in mv Series Spannung in mv Die Werte der einzelnen Kanäle Kanal Wert in mv Kanal 0 Kanal 1 Kanal 2 Kanal

18 Anhang Übersetzung des QuarkNet Handbuchs Anweisungen für die Reihe 6000 des QuarkNet Detektoren für kosmische Strahlung Verbands Version 2.2 Datum: Senden sie Kommentare bitte an: Bitte zuerst lesen Zielsetzung dieses Dokuments: In diesem Dokument werden sie erfahren, wie man einen Detektor für kosmische Strahlung (CRD) aus den beigelegten Komponenten konstruiert und die Rohdaten der Ergebnisse erfasst. Auf die Konfiguration des CRDs, die Datenrate, das Heraufsetzen individueller Zähler und die Details der Anwendung von seriellen Kommunikationsanwendungen ( Hyperterm oder Zterm ) wird nicht eingegangen. Diese werden jedoch im Detektoren für kosmische Strahlung Handbuch von QuarkNet beschrieben: ( user.pdf) Der Benutzer muss in Besitz der folgenden Komponenten sein: Photomultiplier(PMT), Szintillatoren, Materialien für das Ummanteln der Szintillatoren (Alufolie und schwarze Folie), Röhren zur Stabilisation der Konstruktion, GPS Gerät, Schaltplatte zur Erfassung der Daten (DAQ) und Hochspannungsversorgung (PDU). Warnungen: Handhaben sie die Szintillatoren niemals ohne Handschuhe Lesen sie die Sicherheitshinweise für den optischen Schmierfett Achten sie darauf, dass die Stecker ordnungsgemäß eingesteckt sind, ansonsten könnte es zu Kurzschlüssen kommen Vermeiden sie Druck auf dem Fenster des Photomultipliers Beim Einschalten des PMTs: Setzen sie Spannung auf ein Minimum (Sie können die Spannung an den Kontrolleinheiten des PDUs variieren; um die Spannung zu verringern, muss entgegengesetzt der Uhrzeigerrichtung gedreht werden) Schalten sie den Detektoren erst an, wenn alle Komponenten korrekt angeschlossen sind Versichern sie sich, dass die Teile vollständig sind; falls dies nicht der Fall sein sollte,

19 wenden sie sich bitte an ihren QuarkNet Mentor. Inhalt der Anleitung: 1. Bestandteilliste 2. Schnellstart 3. Das Zusammensetzen des Detektors 4. Das PlugIn der Geräte 5. Anschaltvorgang 6. Inbetriebnahme 7. Fehlerbehebungen 8. FAQs 1a) Bestandteilliste Zähler (4) Sie sind aus den folgenden Komponenten zusammenzusetzen: Szintillatoren (4) 25.4 cm x 30.5 cm x 1.3 cm Plastikblöcke mit polierten Ecken und kleinen Zylindern an einer Ecke. Szintillatoren nur mit Baumwollhandschuhen handhaben! Aluminiumfolie (1) 97 cm x 163 cm Aluminium Folie für die Ummantelung des Szintillatoren (muss später noch zurechtgeschnitten werden) Schwarze, lichtundurch lässige Folie (1) 69 cm x 91 cm Folie für die Ummantelung der Szintillatoren Unterstützende PVC Rohre (4) 70 cm lange PVC Rohre mit Einsparungen um Platz für die Szintillatoren zu gewährleisten und um die PMTZylinder Verbindungsstelle zu stabilisieren Photomultiplier (PMT) (4) Elektronenröhren Model P30CW5 Fotodetektor Packungen, inkl. Signal, Strom und KontrollKabel Optisches Schmierfett (1) kleine, filmdosenähnlicher Kanister mit optischem Schmierfett zur Verbesserung der PMTZylinder Verbindung Signalverlängerungs kabel für die PMT (4) 15 m Kabel mit BNC Steckern an jedem Ende Stromverlängerungskabel für die PMT (4) 15 m Stereo Audio Kabel zum Verlängern der Strom und Kontrollleitung Hochspannungsversorgung (PDU) (1) Box mit 5 V DC Input und 4 Outputs inkl. Potentiometer Kontrollpanel für jeden Zähler

20 Stromkabel für den PDU (1) 1.8 m Mono Audio Kabel mit Steckern an jedem Ende zur Stromversorgung von DAQ zum PDU Baumwollhandschuhe (2) saubere, weiche Baumwollhandschuhe für das Handhaben der Szintillatoren Hinweisblätter (4) Hinweisblätter für PMT, die Szintillatoren, optisches Schmierfett und GPS Antenne Sicherheitshinweise (1) Sicherheitshinweise für das optische Schmierfett 1b) Große Komponenten GPS Empfänger Board (DAQ) (1) GPS Empfänger und Adapter sind in der kleinen grauen Plastik Box, an welche drei Komponenten anzuschließen sind: A: 30 m CAT5 Kabel, welches GPS Empfänder und DAQ verbindet B: TemperatursensorKabel mit roter, wetterbestäniger Schutzschicht an einem Ende C: GPS Antenne mit 2.7 m langem Kabel (1) Das Board beinhaltet beinhaltet die gesamte Elektronik wie z.b. Timer, Vervielfacher und Diskriminatoren um die Eingangssignale von den Zählern zu verarbeiten und einen output Datenstrom zu erzeugen. Es hat Anschlüsse zu den Zählern, dem GPS und zum PC. Verändere an dem Board nichts, bevor du dazu aufgeforderst wurdest! USB Kabel (1) 2.7 m langes USB2.0 Kabel zum Verbinden des DAQ Boards Mit der USB Schnittstelle des PCs Netzteil (1) Netzteil mit 5 V DC 1A reguliertem output und Stecker zur Stromversorgung des DAQs (HINWEIS: Du musst über einen PC oder Mac mit dem hyperterm oder Zterm Programm zum Auslesen der Daten und zum Eingeben der Befehle verfügen) 2) Schnellstart Setze die 4 Zähler zusammen - siehe 3) Schließe die technischen Komponenten an - siehe 4) Schalte den Detektor an - siehe 5)

21 Nehme den Detektor in Betrieb - siehe 6) Zeichne Daten auf und speichere sie (siehe CDR Handbuch) Vermesse die Detektorgeometrie und lade die Ergebnisse zum kosmischen e-lab hoch (siehe CDR Handbuch) 3) Das Zusammensetzen der Zähler Allgemeine Tipps : Wenn du mit Isolierband arbeitest, solltest du das Isolierband abrollen und es dann entspannen lassen, indem du es senkrecht aufhängst und ein paar Minuten hängen lässt. Trage immer Baumwollhandschuhe, wenn du mit den Szintillatoren arbeitest Die Photomultiplier sind teure und empfindliche elektronische Geräte, deren Fenster leicht durch zu großen Druck beschädigt werden können. PRESSE DEN PMT NICHT MIT ALLER KRAFT GEGEN DAS SZINTILLATOR FENSTER! Schritte des Zusammenbaus: Das Ummanteln des Szintillators Das Anbringen des Photomultipliers Das Aufbauen des unterstützenden PVC Rohrs Beigelegte Teile: Plastik Szintillator mit Zylinder Aluminium Folie Photomultiplier (PMT) PVC Rohr Lichtundurchlässige schwarze Folie Optisches Schmierfett Von dem Benutzer zu bereitzustellende Teile: Isolierband (ca. 7 cm breit) Klempnerband (ca.1 cm breit) Tesafilm Stäbchen für das Auftragen des Schmierfetts Benötigte Werkzeuge: Schere Multimeter Geodreieck Lineal

22 Schritt 1: Das Ummanteln des Szintillators Der Szintillator muss ummantelt werden, um zu verhindern, dass Licht auf ihn einfällt und somit die Ergebnisse verfälscht werden. Deshalb wurden die Alufolie und auch die schwarze Folie ist bereitgestellt. Der Vorgang lässt sich mit dem Einpacken eines Geschenkes vergleichen, aber es ist besonders darauf zu achten, dass keinerlei Löcher oder Risse in den Folien entstehen, und dass Handschuhe zum Schutz vor Verkratzung der Szintillatoren getragen werden. Bild 1&2 Schneide die Aluminiumfolie in 4 Stücke, wo jedes Stück eine Größe von ungefähr 48 cm X 68 cm haben sollte Lege die Alufolie mit der glänzenden Seite nach oben auf eine Arbeitsfläche und glätte die Folie Lege die Szintillatorplatte auf ein Ende der Folie und denke daran, Baumwollhandschuhe zu tragen! Falte die Folie über eine der langen Seiten des Szintillators Falte die Folie über die restlichen Seiten und klebe sie mit Klebestreifen zusammen Benutze einen scharfen Gegenstand (Schere, Skalpell oder Rasierklinge) um den Zylinder von der Folie freizuschneiden (vermeide Kratzer am Zylinder) Bild 3&4 Achte darauf, dass der Szintillator komplett mit der Alufolie bedeckt ist, eventuelle Löcher oder Risse müssen mit Reparaturstücken aus Alufolie geflickt werden Wickle Teflon Klempnerband um die Seiten des Zylinders um einfallendes Licht abzuschirmen, lasse die Vorderseite des Zylinders frei, da diese für die Übermittlung der Lichtpulse von entscheidender Bedeutung ist Wiederhole diesen Vorgang für die restlichen 3 Szintillatoren Bild 5&6

23 Schneide die schwarze Folie in 4 Stücke, wobei jedes Stück ungefähr 25 cm X 60 cm ist Lege die zugeschnittene Folie mit der weißen Seite nach oben auf die Arbeitsfläche und lege den Szintillator auf ein Ende Falte die Folie über die kurze Seite gegenüber des Zylinders und befestige sie mit Isolierband, um sie an ihrem Platz zu halten Drehe den Szintillatoren um, ziehe die Folie straff und befestige sie mit Isolierband auf der anderen Seite Verklebe die verbleibende unbedeckte Alufolie mit Isolierband Verstärke die Ecken mit extra Isolierband, sodass die Folien dort auch bei längerer Benutzung nicht durchscheuern Stelle noch einmal sicher, dass der Zylinder nur an den Seiten und nur mit Klempnerband bedeckt ist Benutze Isolierband um sicherzustellen, dass die Folien um den Zylinder herum gut befestigt sind und alle Alufolie abdeckt ist Klebe auf beiden Seiten ein ca. 7cm breites Isolierband von dem Zylinder aus mit einem Winkel von 18 (von der langen Seite) an, um der Beschädigung der Folie in späteren Schritten vorzubeugen; wiederhole diesen Vorgang für alle Szintillatoren Schritt 2 Das Anbringen des Photomultipliers Reinige den Zylinder mit einem weichen, sauberen Tuch Versuche nicht, den Photomultiplier gewaltsam gegen den Zylinder zu drücken Verteile eine kleine Menge (ungefähr die Größe einer Erbse) des optischen Schmierfetts gleichmäßig auf dem Fenster des Photomultipliers oder auf der Vorderseite des Zylinders Halte den Photomultiplier an den Zylinder Drücke das Fenster des Photomultipliers vorsichtig an den Zylinder Umwickle die Verbindungsstellen mit Isolierband, so dass kein Licht von außen eindringen kann Bild 7 Schritt 3 : Der Aufbau des unterstützenden PVC Rohrs Bild 8&9

24 Schiebe die PhotomultiplierSzintillatorKonstruktion in das PVC Rohr, aber achte darauf, dass die Kabel nirgendwo eingeklemmt werden. Brich den Vorgang ab, falls eine deutlicher Widerstand auftreten sollte Die Konstruktion ist an dem richtigen Platz, wenn sie ca. 2.5 bis 5cm von dem Ende des Rohrs entfernt ist Bild 10&11 Messe den Winkel zwischen des PVC Rohrs und der langen Seite des Szintillators Verändere die Position bis der Winkel 18 betrifft Umwickle das Rohr an der PhotomultiplierZylinder Verbindung mit Isolierband, so dass kein Licht mehr eindringen kann Klebe Isolierband an die Verbindungsstellen zwischen der PVC Röhre und dem Szintillator Schiebe die Kappe des Photomultipliers in das Ende der Röhre (jenes, durch welches keine Kabel führen) und umwickle die Röhre an dieser Stelle mit Isolierband, um Stabilität zu gewährleisten 4) Das Anschließen der technischen Komponenten Überlege dir, wo du GPS, Szintillatoren, DAQ, PDU und den Computer aufstellen möchtest. Planung: Platziere die GPS Antenne an einem Fenster, welches mindestens teils südlich ausgerichtet ist, wenn möglich mit klarem Blick auf den Himmel. Die Antenne kann Signale sowohl wenn sie draußen als auch wenn sie drinnen ist empfangen, aber die graue Box mit dem GPS Modul sollte immer im Innenraum bleiben Der DAQ sollte nahe an dem Computer stehen Mithilfe des PDUs können die Spannungslevel verstellt werden und es dient als Stromversorgung für die Photomultiplier (die Kabel von PDU zu den Photomultipliern sind 15m lang, kann aber von dem Benutzer verlängert werden) Die Anordnung der Szintillatoren zueinander hängt von dem Experiment ab, das du durchführen möchtest (siehe CRD Handbuch) SCHLIESSE DIE DETEKTOREN NICHT AN DAS STROMNETZ AN, BIS ALLE KOMPONENTEN KORREKT ANGESCHLOSSEN SIND, UM EINE

25 ÜBERSPANNUNG DER PHOTOMULTIPLIER ZU VERMEIDEN. Bild A 1. Netzteil, Anschlussbuchse DAQ Buchse Bild B&C 2. DAQ Buchse PDU (einzelner, seitlicher Anschuss): 1.8 m einzelnes Phono Kabel, Stecker Bild D&E 3. Photomultiplier/Szintillatoren Strom Kabel(4) PDU (4 seitliche Anschlüsse):15 m stereo Phono Kabel Bild F&G 4. Photomultiplier/Szintillatoren Signal Kabel(4) DAQ BNC Verbindungen: 15 m BNC Kabel Bild H&I 5.a Temperatur Sensor, GPS Antenne GPS Modul; 5.b GPS Modul DAQ : Cat5 grünes Kabel Bilder J&K 6. DAQ serielle Verbindung zum PC: USB2.0 A to B Kabel 5) Anschaltvorgang (nach dem Anschließen der Komponenten) 1. Setze das Potentiometer am PDU auf Minimum (eine vollständige Drehung entgegen der Uhrzeigerrichtung) 2. Stecke das 5V DC Netzteil in eine 110V Steckdose 3. Kontrolliere, dass die 2 gelben LED Lämpchen neben dem USB Anschluss aufleuchten 4. Prüfe die Stromversorgung zum GPS Modul: Die rote und grüne LED Lampe auf der GPS ModulBox: Rot und Grün zusammen: Hochfahrprozess, kein Fix Rot und Grün zusammen & Sequenz von Grün: Suchen und Nummer der Satelliten Nur Grün, langes und anschließend Nummer von kurzen Signalen: Satelliten

26 5. Überprüfe die Spannung jedes PDU Kanals: schwarze Buchse Erdung gelbe Buchse positiv 6) Inbetriebnahme 1. Installiere den USB Driver von Silabs auf dem Computer: mcu_vcp.htm 2. Öffne die USB Verbindung vom Computer zum DAQ: benutze den terminal Emulator hyperterm oder Zterm (siehe CRD Handbuch, Appendix C: terminal Emulator Aufbau). 3. Versichere dich, dass der DAQ ein GPS empfängt: das weiße LED Lämpchen (befindet sich neben dem GPS Anschluss auf dem DAQ) sollte blinken. 4. Check die Nummer der GPS Satelliten, und benutze dazu den DG Befehl (in hyperterm oder Zterm ). 5. Plateau und teste die Zähler (siehe CRD Handbuch, Kapitel 6). 6. Stelle den DAQ auf Koinzidenz. Lege Werte für gate width und Verzögerung fest. Benutze die V1 und V2 Befehle (siehe CRD Handbuch, Kapitel 6). 7. Führe Messungen durch: wähle transfer und dann Capture Text (in hyperterm oder Zterm ) aus, um die Daten aufzuzeichnen. 8. Liste DAQ Befehle: CD Stoppt den Fluss der Daten auf dem Computerbildschirm H1 Hilfe 1 H2 Hilfe 2 DG GPS Abfrage DS Skalarzählung DC Kontrollregister DT Zeitkontrolle BA Barometer TH Temperaturabfrage TI Zeitabfrage V1 Anzeige des Registers V2 Anzeige der Spannungen CE Aktiviert den Datenfluss auf dem Computerbildschirm

27 9. Messe und notiere die CRD Geometrie 10. Lade deine Messergebnisse zum kosmischen elab hoch: 7) Fehlerbehandlung Falls der DAQ nicht auf hyperterm oder Zterm Befehle reagiert, überprüfe die USBKabel Verbindung Falls der terminal Emulator nicht reagiert, drücke den DAQ Board Reset Knopf 8) FAQs Wie kann ich neu starten? Das Drücken des Board Reset Knopfes neben der GPS Kabelverzweigung wird zu einem kompletten Neustart führen. Das Drücken des Counter Reset Knopfes neben der Zähleranzeige wird nur die Anzeige neu starten Im QuarkNet CRD Handbuch behandelte Themen : PC Verbindungen DAQ Befehle Benutzung von Hyperterm oder Zterm zur Datenerfassung Anordnung der Zähler und GPSGeräte

28 Das Plateauen Koinzidenz Ansprechschwelle Druck und Temperaturmessung CPLD Frequenz