ianus - sotere.uni-osnabrueck.de · proposal an das dlr, 12. august 2002 prof. dr. m.-b. kallenrode...

IANUS

Ein ’doppelt-gesichtiges’ Instrument zur Messung energiereicher

Teilchen in der Atmosphare

We shall not cease from exploration.And the end of all our exploringwill be to arrive where we started

and know the place for the first time.

T.S. Eliot, Little Gidding

Proposal an das DLR, 12. August 2002

Prof. Dr. M.-B. Kallenrode (Principal Investigator)Dr. B. Heber

apl. Prof. Dr. K. BetzlerFachbereich Physik, Universitat Osnabruck

1

2

Zusammenfassung

IANUS ist ein Halbleiter-Teleskop zur Messung energiereicher Teilchen in der Stratosphare. Esist fur den Mitflug auf Sunrise (PI Prof. Dr. S. Solanki) und anderen lang dauernden zirkumpo-laren Ballonflugen konzipiert. Weitere Einsatze auf hoch fliegenden Flugzeugen sowie Fluge uberder Arktis sind ebenfalls angestrebt. Das Instrument ist daruber hinaus eine Machbarkeitsstudiefur ein leichtes Halbleiter-Teilchenteleskop mit intelligenter on-Board Datenauswertung fur dieWeltraumforschung.

Wissenschaftliche Zielsetzung

IANUS misst die Intensitat lokal ionisierende Teilchen in der mittleren Stratosphare (Flughohe ca.35 km) entlang des Orbits von Sunrise, d.h. entlang des Randes der Polkappe. Diese Messungenhaben folgende Ziele:

• genaue Quantifizierung und Identifizierung energiereicher Teilchen im Energiebereich von5– >50 MeV/N fur Nukleonen (p, α, schwerere) und 300 keV– >11 MeV fur Elektronen,vergl. Tab. 4.

• Bestimmung des magnetospharischen Transfers energiereicher Teilchen in Abhangigkeit vonder geomagnetischen Aktivitat.

• Bestimmung der durch Teilchen bewirkten Ionisation der Atmosphare im Hinblick auf so-larbedingte Veranderungen der Atmospharenchemie, insbesondere des Ozons.

• Validierung von Modellen zur Wechselwirkung energiereicher Teilchen mit der Atmosphare.

Instrumentierung

Das Konzept von IANUS basiert auf einem klassischen Halbleiter-Teilchenteleskop. WesentlicheModifikationen sind:

• Verwendung des Guard-Rings der Detektoren als aktive Antikoinzidenz zur Reduktion vonMasse und Maßen des Teleskops.

• State-of-the-Art Elektronik und on-board Datenverarbeitung zur Reduktion der Datenuber-tragungsrate bzw. des Datenspeicherbedarfs.

• Messung (und Unterscheidung) vorwarts- und ruckwartseinfallender Teilchen unter Ver-wendung nur eines Teilchenteleskops.

Solar-Terrestrische Beziehungen

Die mit IANUS gewonnen Erkenntnisse tragen bei zum Verstandnis des Einflusses geomagne-tischer Aktivitat auf den Teilchentransfer durch die Magnetosphare (geomagnetischer Cutoff).Dadurch werden Vorhersagen zur Strahlenbelastung von Satelliten und der Astronauten auf ISSverbessert. Auch die Strahlenbelastung von Flugzeugbesatzungen kann genauer quantifiziert –und durch die Angabe von Ausweichrouten moglicherweise auch reduziert – werden. Außerdemwerden die Messungen von IANUS zum besseren Verstandnis atmospharischer Konsequenzen so-larer Aktivitat beitragen, z.B. durch die Quantifizierung des Energietransfers aus der Teilchen-strahlung in die mittlere Atmosphare.

INHALTSVERZEICHNIS 3

Inhaltsverzeichnis

1 Wissenschaftliche Fragestellungen 41.1 Energiereiche Teilchen und Solar-Terrestrische Beziehungen . . . . . . . . . . . . . . 41.2 Teilchenereignisse und magnetische Wolken . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41.3 Modellierung atmospharischer Konsequenzen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51.4 Magnetospharischer Transfer und magnetospharische Elektronen . . . . . . . . . . . 71.5 Ballonmessungen energiereicher Teilchen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81.6 Der Beitrag von IANUS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

2 Das Instrument 92.1 Spezifikationen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.2 Randbedingungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

2.2.1 Umweltbedingungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112.2.2 Randbedingungen durch den Trager . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

2.3 Detektor-Teleskop . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122.4 Elektronik . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

2.4.1 Innovative Aspekte Analogelektronik . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.4.2 Innovative Aspekte Digitalelektronik . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.4.3 Inflight Test Generator . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

2.5 Datenverarbeitung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.6 Regelung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172.7 Mechanische/thermische Aspekte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172.8 Interface zum Trager . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182.9 Tests . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 192.10 Kalibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

3 Der Trager 19

4 Management-Plan 204.1 Struktur des Projekts und Verantwortlichkeiten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 204.2 Entwicklungsplan und Zeitrahmen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 204.3 Ausbildung und Offentlichkeit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 224.4 Verwertbarkeit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

5 Finanzen 22

6 Programmatische Aspekte 23

7 Biographische Informationen 24

8 Anhang: Finanzierungsplan 318.1 F&E-Auftrage . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 318.2 Aufschlusselung Investitionsmittel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 318.3 Aufschlusselung Sachmittel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 318.4 Zusammensetzung Eigenanteil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32

1 WISSENSCHAFTLICHE FRAGESTELLUNGEN 4

1 Wissenschaftliche Fragestellungen

Die Entwicklung von IANUS ist durch drei Aspekte motiviert:

1. wissenschaftlich: die Messung lokal-ionisierender energiereicher Teilchen in der mittleren Stra-tosphare, vergl. Kapitel 1.

2. technisch: die Entwicklung eines leichten und weitgehend autarken Teilchenteleskops, wie esauch fur den Einsatz auf Multi-Spacecraft-Missionen oder Missionen mit geringer Datenuber-tragungsrate benotigt wird, vergl. Kapitel 2.

3. Service: die Funktion als Strahlungsmonitor fur Sunrise.

1.1 Energiereiche Teilchen und Solar-Terrestrische Beziehungen

Bei der Diskussion Solar-Terrestrischer Beziehungen stehen zwei Themenbereiche im Vordergrund:Variationen der solaren elektromagnetischen Strahlung und ihre klimatischen Konsequenzen (Hy-ot and Schatten, 1997) sowie koronale Massenausstoße, die damit verbundenen geomagnetischenStorungen und ihre Folgen fur die ’technische Umwelt’ (Song et al., 2001).

Energiereiche Teilchen dagegen werden unter dem Gesichtspunkt Solar-Terrestrischer Beziehun-gen vernachlassigt: zum einen ist ihre Energiedichte ca. sechs Großenordnungen geringer als dieder solaren elektromagnetischen Strahlung; zum anderen werden wir am Boden durch die beidenFilter Magnetosphare und Atmosphare großtenteils vor dem direkten Kontakt mit ihnen bewahrt.Beachtung finden diese energiereichen Teilchen nur unter dem Gesichtspunkt des Strahlenschutzes(bemannte Raumfahrt, hoch fliegende Flugzeuge wie die Concorde und Fluge auf den Polrouten).In jungster Zeit wurde auch uber eine mogliche Beziehung zwischen Variationen in der galaktischenkosmischen Strahlung, Bewolkung und Klima spekuliert (Svensmark, 2000).

Solare energiereiche Teilchen haben zwar nur in großen Ereignissen hinreichende Energien, umbis in die mittlere und untere Atmosphare zu gelangen, jedoch sind ihre Flusse dann groß genug,um sowohl fur Flugdosimetrie als auch fur atmospharische Variabilitat wichtig zu sein.

Eine haufig dokumentierte Konsequenz solarer energiereicher Teilchen ist der Ozonabbau, wieer zuerst nach dem Ereignis vom 4. August 1972 beobachtet wurde (Crutzen et al., 1975; Heath etal., 1977). Abbildung 1 zeigt als ein aktuelles Beispiel das Bastille-Day Event vom 14. Juli 2000: mitdem Einfall der energiereichen Teilchen verringert sich die Ozonkonzentration oberhalb 0.5 mbarum 35-40%. Fur die Gesamtozonsaule entspricht dies einer Abnahme von wenigen Prozent; dieAbbauprozesse werden durch die Bildung von kurzlebigem HOx in der Mesosphare und langlebigemNOx in der Stratosphare vermittelt.

1.2 Teilchenereignisse und magnetische Wolken

Teilchenereignisse, die eine derartige Ozonreduktion bewirken, zeichnen sich durch lang andauerndeFlusse bei Energien von etlichen 10 bis zu einigen 100 MeV aus, vergl. oberes Teilbild in Abbildung 1.In diesem Energiebereich dominieren wenige einzelne große Ereignisse den Solarzyklus (Shea andSmart, 1995a,b). Zwar sind die meisten dieser Ereignisse auch Ground Level Events (GLEs), jedochist das Auftreten eines GLE keine hinreichende Bedingung fur atmospharische Konsequenzen, dadie Teilchen mit Energien oberhalb vieler 100 MeV in den Hohen ihre Energie abgeben, in denendie biogene Quelle fur die NOx-Produktion dominant ist (Quack et al., 2001).

Ein wichtigerer Faktor fur die Ozonreduktion ist die Große des zeitintegrierten Teilchenflusseswahrend des Ereignisses. Diese kann durch Speichereffekte zwischen zwei Stoßwellen um Großen-ordnungen erhoht werden, vergl. z.B. Bastille Day Event: die kurz nach dem Einsatz des Teilchen-ereignisses eintreffende Stoßwelle (linke senkrechte Linie) stammt von einem fruheren koronalen


Abbildung 1: Bastille-Day Ereignis: Intensitaten energiereicher Teilchen im geostationaren Orbit(oben: GOES-Messungen, NSDCC) sowie Ozonsaule oberhalb 0.5 mbar vor und wahrend des Ereig-nisses (unten: HALOE-Messungen, Jackman et al. (2001)).

Massenausstoß, ungefahr einen Tag spater trifft eine weitere Stoßwelle ein, die auf der Sonne gleich-zeitig mit den energiereichen Teilchen ausgelost wurde (Kallenrode and Cliver, 2001a). Teilchen-speicherung und -beschleunigung zwischen den beiden Stoßwellen und den mit ihnen verbundenenmagnetischen Wolken fuhrt zu den ungewohnlich hohen Teilchenflussen im Bereich von 100 MeV(Kallenrode and Cliver, 2001b; Levy et al., 1977). Neben dieser Erhohung der Teilchenflusse kanndie mit der ersten Stoßwelle verbundene magnetische Wolke auch zu einem effizienteren Einkoppelnder energiereichen Teilchen in das System Magnetosphare–Atmosphare fuhren.

1.3 Modellierung atmospharischer Konsequenzen

Das Verstandnis der Zusammenhange zwischen einfallenden Teilchen und Atmospharenchemie iststark auf Modellierungen angewiesen. Direkte Beobachtungen, wie in Abbildung 1, beschrankensich auf Teilchenmessungen deutlich oberhalb der Atmosphare und Messungen atmospharischerParameter (z.B. NOx und O3) in der unteren und mittleren Atmosphare.

Die raumliche Distanz zwischen den Meßgroßen wird durch eine Kombination von Modellenuberbruckt, vergl. Abbildung 2. Der Transport energiereicher Teilchen durch die Magnetosphare

z.B. GOES, SOHO, Sampex

Transport durch die Magnetosphäre Störmer Bahnen, offene Polkappe

Teilchenenergiereiche

primäre WeWi energiereicherTeilchen

Bethe−Bloch,Monte−Carlo

z.B. TOMCAT

Dynamik der Atmosphäre

chemische Konsequenzen

z.B. THIN AIR

TOMS, HALOEOzonabbaubeobachteter

Abbildung 2: Modellierung energiereiche Teilchen und Ozonabbau; gemessene Großen sind rot dar-gestellt, Zwischenschritte der Modellierung in blau. Im rechten Teil sind Beispiele fur Modell-Modulegenannt.


Abbildung 3: Modellierte (links) und beobachtete (rechts) Veranderungen im NOx (oben) und Ozon(unten) in der Folge des Ereignisses vom 14. Juli 2000 (Quack, 2001).

wird im Falle der galaktischen kosmischen Strahlung durch Stormer-Bahnen in einem magnetischenDipol beschrieben. Fur solare energiereiche Teilchen wird, bedingt durch die geringeren Teilchen-energien, ein einfacherer Ansatz gemacht: die Teilchen konnen entlang der offenen Feldlinien uberden Polkappen ungestort bis zur Atmosphare vordringen. In niedrigeren Breiten dagegen wird einevollstandige Abschirmung gegenuber diesen Teilchen angenommen. Gerechnet wird auch hier miteinem stationaren, gegenuber der Rotationsachse der Erde gekippten magnetischen Dipol.

Die anschließende Wechselwirkung der energiereichen Teilchen mit der Atmosphare laßt sich ineine primare und eine sekundare Wechselwirkung einteilen. Die primare Wechselwirkung ist die Io-nisation, beschrieben durch die Bethe-Bloch-Beziehung, sowie bei hoheren Energien nukleare Wech-selwirkungen, die sich mit Hilfe einer Monte-Carlo-Simulation beschreiben lassen. Die sekundareWechselwirkung wird in einem kombinierten Chemie- und Dynamik-Modell der Atmosphare be-schrieben, wobei die Dynamik vorgegeben wird (THIN AIR, Kinnersley (1996)) und die Chemieentsprechend berechnet wird (TOMCAT, Chipperfield (1996)). Eine Ruckwirkung der Anderungender Atmospharenchemie auf die Dynamik wird dabei nicht berucksichtigt.

Abbildung 3 zeigt die Ergebnisse einer Modellrechnung (links) im Vergleich zu den Beobach-tungen (rechts) im Ereignis vom 14. Juli 2000 fur die Veranderungen im NOx (oben) und im Ozon(unten). Fur beide Spezies stimmen zeitliche und raumliche Veranderungen in Modell und Beobach-tung uberein, jedoch wird die Starke der Veranderung im Modell deutlich uberschatzt. Zwar gibt esbessere Anpassungen an dieses Ereignis (z.B. Jackman et al. (2001)), jedoch basiert die Anpassungauf der Verwendung des gleichen Chemie-Modells unter Beschrankung auf einfallende energiereicheTeilchen bis zu einer Energie von ca. 300 MeV verglichen mit den 850 MeV in Abb. 3, vergl. Quacket al. (2001).

Die gute Ubereinstimmung in raumlichen und zeitlichen Mustern und die bessere quantitativeAnpassung bei Reduktion der Zahl der einfallenden Teilchen (durch Beschrankung des Energiebe-reiches) legen die Vermutung nahe, dass ein signifikanter Anteil der Diskrepanz in Abb. 3 durcheine Uberschatzung der Zahl der einfallenden energiereichen Teilchen zustande kommt. Berucksich-tigt man dabei, dass in den bisherigen Modellierungen nur die einfallenden Protonen, nicht jedochα-Teilchen und Elektronen berucksichtigt werden, so wird das in dieser Diskrepanz liegende Risikodeutlicher: unsere Modelle zur Abschatzung des Teilchentransfers durch die Magnetosphare scheinenzu einer Uberschatzung der in die Atmosphare einfallenden Teilchen zu fuhren.


Abbildung 4: Lage der Polkappen (innerhalb des inneren Ringes) und des Polarlichtovals (zwischenden Ringen) auf der Nord- (links) und der Sudhalbkugel (rechts) (Reid, 1986). Unter ungestortengeomagnetischen Bedingungen konnen solare Teilchen innerhalb der Polkappen, magnetospharischeTeilchen innerhalb des Polarlichtovals in die Atmosphare vordringen. Bei starker geomagnetischerAktivitat verschieben sich beide Bereiche aquatorwarts.

Abbildung 5: Geomagnetischer Cut-Off in Abhangigkeit von der geomagnetischen Aktivitat (nachLeske et al. (2002)): mit zunehmender geomagnetischer Aktivitat, angedeutet durch den DSt-Indexwerden im 450 km Orbit Teilchen auch bei geringeren geomagnetischen Breiten beobachtet.

1.4 Magnetospharischer Transfer und magnetospharische Elektronen

Der magnetospharischer Transfer energiereicher Teilchen wird als vollstandiger Transfer im Bereichder offenen Feldlinien uber den Polkappen einer stationaren Magnetosphare angenommen. Außerhalbdieses Bereiches werden keine Teilchen transferiert, vergl. Abb. 4. Diese Annahme wurde z.B. auchin Abb. 3 verwendet.

Der reale Teilchentransfer durch die Magnetosphare unterscheidet sich hiervon in zwei Punkten:

• der Transfer im Bereich der Polkappen ist kleiner 1, da Teilchen mit großen Pitchwinkeln imkonvergierenden Feld oberhalb der Atmosphare gespiegelt werden konnen.

• die Lage des Ubergangsbereiches (Polarlichtoval) ist nicht stationar sondern verandert sichin Abhangigkeit von der geomagnetischen Aktivitat, vergl. Abb. 5: wahrend eines starkengeomagnetischen Sturms werden energiereiche Teilchen in Hohen von einigen 100 km auch beigeringeren geomagnetischen Breiten beobachtet, d.h. die Teilchen fallen uber einen weiterenBereich ein und bilden eine zusatzliche Strahlenbelastung fur Satelliten und sogar fur die in


niedrigeren Breiten fliegende internationale Space Station ISS (Leske et al., 1995; Mason etal., 1995; Kahler and Ling, 2001; Ogliore et al., 2001).

Eine quantitative Abschatzung des kombinierten Einflusses beider Prozesse ist schwierig, dazu einer exakten Behandlung die Bewegungsgleichungen der Teilchen in einem zeitlich variablenMagnetfeld integriert werden mußten – wobei weder die Winkelverteilungen der Teilchen noch dieVariation in der Magnetfeldtopologie bekannt sind sondern nur aus Plausibilitatsbetrachtungen undeinfachen Modellen erschlossen werden konnen. Die meisten numerischen Rechnungen basieren aufeinem stationaren Referenzfeld; erst in jungerer Zeit werden Versuche gemacht, geomagnetischeCutoffs in ISS oder Satelliten-Hohen in einer dynamischen Magnetosphare zu modellieren (Galperand Koldahov, 2001; Struminsky and Manohar, 2001; Smart et al., 1999a,b,c). Fur niedrigere Hohen(Stratosphare, Flugzeug-Flughohen) gibt es unseres Wissens weder numerische noch systematischeexperimentelle Untersuchungen zu Veranderungen des Cutoffs wahrend geomagnetischer Aktivitat.Die Entwicklung solcher Modelle wurde durch reale Daten, wie sie von IANUS gemessen werdensollen, erheblich vereinfacht und beschleunigt werden.

Auch der Einfluß eindringender magnetospharische Elektronen, wie er aus einem Vergleich vonSAMPEX Teilchendaten und HALOE NO Messungen postuliert wurde (Callis et al., 1996, 1998)wird sich mit IANUS genauer untersuchen lassen. Hierzu ist insbesondere der Flug wahrend dessolaren Minimums geeignet, da zu dieser Zeit zwar geomagnetische Storungen auftreten, die Flusseenergiereicher Teilchen im interplanetaren Raum jedoch nahezu konstant sind. Daher lassen sichsowohl prezipitierende magnetospharische Elektronen als auch Veranderungen im geomagnetischenCutoff untersuchen.

1.5 Ballonmessungen energiereicher Teilchen

Ballon-Messungen energiereicher Teilchen in der Atmosphare wurden mit verschiedenen Typen vonInstrumenten und verschiedenen Ballonen durchgefuhrt. Zielsetzungen und Instrumentierungen un-terscheiden sich dabei in

• Strahlungsmonitoring mit Geigerzahlern auf Ozonosonden (z.B. von Sodankyla): alle ener-giereichen Teilchen oberhalb einer bestimmten Energie werden wahrend eines Ballonaufstiegsgezahlt.

• Messungen mit Ionisationskammern und/oder Geigerzahlern von verschiedenen Orten zur Be-stimmung der Energiespektren der kosmischen Strahlung aus Ballonaufstiegen bei verschiede-nen geomagnetischen Breiten, vergl. z.B. Abb. 6.

• Messungen der galaktischen kosmischen Strahlung, z.B. mit Cerenkov-Zahlern (BACH) oderMagnetspektrometern (HEAT, BESS) mit dem Ziel der Bestimmung von Spektren, der zeitli-chen Variation (Modulation) und/oder der Zusammensetzung.

In den ersten beiden Beispielen wird, wie fur IANUS geplant, die Strahlungsumgebung in der At-mosphare gemessen – aufgrund der einfacheren Instrumentierung jedoch ohne Differenzierung nachTeilchensorte und Energie und in der Regel auch ohne Differenzierung nach Einfallsrichtung. Bei-spiele fur typische Hohenprofile sind in Abb. 6 gezeigt: in Abhangigkeit von der geomagnetischenBreite (hier angegeben uber den geomagnetischen Cutoff als Parameter an den Kurven) ergebensich unterschiedliche Profile mit Maxima in Hohen zwischen 15 und 25 km (Pfotzer-Maximum), diesich durch die gemeinsame Messung primarer und sekundarer Teilchen ergeben. Es kann weder zwi-schen primaren und sekundaren Teilchen unterschieden werden, noch konnen Teilchensorte und/oder-energie identifiziert werden. Da die Messungen in der Regel nur wahrend des Ballonaufstiegs er-folgen, gibt es keine Langzeitbeobachtungen, wie sie bei der Bestimmung des magnetospharischenTransfers in einer variablen Magnetosphare von essentieller Bedeutung sind.

2 DAS INSTRUMENT 9

Abbildung 6: Messung energiereicher Teilchen in der Atmosphare (Ballon-Experiment): bei verschie-denen geomagnetischen Breiten (entsprechend unterschiedlichen geomagnetischen Cutoffs) ergebensich typische Hohenprofile der energiereichen Teilchen (Ermakov et al., 1997).

Langzeitmessungen energiereicher Teilchen von Ballonen dagegen werden zur Untersuchung derkosmischen Strahlung unternommen, wobei der Schwerpunkt auf von oben einfallenden Teilchenhoher Energie liegt, nicht jedoch auf den lokal wechselwirkenden Teilchen.

1.6 Der Beitrag von IANUS

Das Teilcheninstrument IANUS misst energiereiche Teilchen in der Atmosphare mit den folgendenZielen:

• Messung lokal ionisierender energiereicher Teilchen zur genaueren Quantifizierung der durchenergiereiche Teilchen bewirkten Ionisation in der mittleren Stratosphare.

• Messung primarer und sekundarer Teilchen inklusive der Auf- und Abwartsverhaltnisses zurValidierung von Modellen zur primaren Wechselwirkung energiereicher Teilchen mit der At-mosphare (Monte Carlo Simulationen wie z.B. GEANT).

• Langzeitmessungen in der Nahe der Grenze der Polkappe zur Untersuchung der Abhangigkeitdes magnetospharischen Transfers von der geomagnetischen Aktivitat.

• Messungen zu Zeiten um das solare Minimum (Sunrise) zur Erstellung einer ’Baseline’ furenergiereiche Teilchen und die Abhangigkeit des magnetospharischen Transfers von der geo-magnetischen Aktivitat unter ruhigen solaren Bedingungen.

• Messungen wahrend großerer solarer Aktivitat (andere Trager, s.u.) zur genaueren Quantifi-zierung der in die mittlere Stratosphare vordringenden solaren energiereichen Teilchen.

Die sich aus diesem Messprogramm ergebenden Anforderungen an das Instrument und den Tragerwerden in den folgenden Kapiteln diskutiert.

2 Das Instrument

Das von uns vorgeschlagene Teilcheninstrument ist ein klassisches Halbleiterteleskop; sein Prinzipbasiert auf dem E6 auf Helios (Kunow et al., 1981) und EPHIN auf SOHO (Muller-Mellin et al.,1995). Wesentliche Weiterentwicklungen sind:

2 DAS INSTRUMENT 10

Teilchensorten und -energien: Elektronen oberhalb einiger 100 keVProtonen oberhalb ∼5 MeVα-Teilchen oberhalb ∼ 5 MeV/nuklschwerere Kerne oberhalb 5 MeV/nukl, akkumuliert

Blickrichtung: aufwarts und abwartsOffnungswinkel: ±45◦ (energieabhangig)

±30◦ bei ungunstigem Einbau (andere Trager)Geometriefaktor: 2.44 cm2sr (Standard, energieabhangig)

0.35 cm2sr (reduziert, energieabhangig)

Tabelle 1: Spezifikationen des Teilcheninstruments IANUS

• Realisierung einer aktiven Anti-Koinzidenz durch die Guard-Ringe der Halbleiterdetektoren.Durch die Ersparnis des Anti-Koinzidenzszintillators wird das Instrument kompakter und eswird kein Photomultiplier zum Auslesen des Szintillators benotigt (Vorteile im Hinblick aufPower, Masse und Bauform).

• Verwendung eines Teleskops zur Detektion von Teilchen aus zwei entgegengesetzten Offnungs-winkeln. Die Validierung dieses Konzeptes ist fur die Entwicklung von richtungsaufgelost mes-senden kleinen und leichten Teilcheninstrumenten auf nicht-spinnenden Raumfahrzeugen vonBedeutung.

• State-of-the-Art Elektronik, die eine weitgehende onboard-Auswertung der Messdaten ermoglichtund daher mit kleinem Speicher bzw. im Falle von Raumsonden geringer Ubertragungsrateauskommt.

2.1 Spezifikationen

Die primare wissenschaftliche Fragestellung ist die Messung lokal wechselwirkender energiereicherTeilchen in der Atmosphare, d.h. wir interessieren uns fur Teilchen, die einerseits noch genug Energiehaben, um eine signifikante Zahl von Ionenpaaren zu erzeugen, andererseits jedoch noch nicht sovielEnergie haben, dass sie bereits minimalionisierend sind. Das Instrument ist daher so ausgelegt, dasses Elektronen mit Energien oberhalb weniger 100 keV und Nukleonen mit Energien oberhalb wenigerMeV/nukl misst.

Die einfallenden Teilchen bestehen im wesentlichen aus Elektronen, Protonen und α-Teilchen.Schwerere Teilchen treten in der primar einfallenden Strahlung ebenfalls auf, jedoch ist ihr relativerAnteil sehr gering (Reames, 1999). Aufgrund ihrer hohen relativen biologischen Wirksamkeit sinddiese Teilchen zwar fur die Dosimetrie von Bedeutung (Davis et al., 2001), ihr Beitrag zur lokalenIonisation bleibt jedoch gering. Teilchendiskriminierung mit der Moglichkeit zur Erstellung vonEnergiespektren/Histogrammen erfolgt fur Elektronen, Protonen und α-Teilchen; schwerere Teilchenwerden nur als schwere Teilchen erkannt und nicht weiter diskriminiert – fur die Bestimmung derlokalen Ionisation ebenso wie fur die Dosis ist dies jedoch ausreichend, da sowohl die gesamte imTeleskop abgegebene Energie bestimmt werden als auch uber den im Teleskop zuruckgelegten Wegder LET abgeschatzt werden kann.

Primarteilchen mit Energien oberhalb einiger 100 MeV konnen durch hadronische Wechselwir-kung in Hohen um 20 km Sekundarteilchen erzeugen, die ihrerseits wieder zur Ionisation beitragen.Um zumindest einen Teil der aufwartsfliegenden Sekundarteilchen zu messen, ist das Teilcheninstru-ment derart gestaltet, dass es eine zweite Offnung nach unten hat, d.h. es werden sowohl von obenals auch von unten einfallende Teilchen registriert.

Der Offnungswinkel des Teilchenteleskops betragt ±45◦. Die oberen Detektoren sind segmentiert,wodurch sich der Offnungswinkel auf ±30◦ verringern lasst. Die Sektorisierung ist fur die genauere

2 DAS INSTRUMENT 11

Temperatur (operational) −40◦C – +30◦C/70◦CTemperatur (Survival) −70◦ – +70◦

Druck Normaldruck bis 1 mbar

Tabelle 2: Umweltanforderungen fur IANUS. Bei der operationalen Temperatur bezieht sich der ersteWert auf die Detektoren, der zweite auf die Elektronik. Ein Betrieb der Detektoren oberhalb 30◦Cist aufgrund des sich dann ergebenden Rauschens nicht erstrebenswert.

Power max. 5 WDatenhandling Festkorpermassenpeicher (0.5 bis 1 GB)Masse max. 5 kgMaße ca. 15 cm x 30 cm x 20 cmBeschleunigung 10 g Schock

Tabelle 3: Randbedingungen an IANUS durch den Trager Sunrise

Identifikation der verschiedenen Teilchensorten erforderlich. Der kleinere Offnungswinkel kann auchbei Mitflug auf anderen Tragern sinnvoll sein, wenn durch andere Montage der Blickwinkel starkereingeschrankt ist.

Die sich aus diesen Anforderungen ergebenden Spezifikationen sind in Tabelle 1 zusammengefaßt.Mit diesen Spezifikationen werden beim Mitflug auf Sunrise Zahlraten im Bereich einiger Teilchen/sim Untergrund und von maximal 104 Teilchen/s in großen Ereignissen erwartet.

2.2 Randbedingungen

Das Instrument wird primar fur den Mitflug auf Sunrise entwickelt. Bei der Festlegung der Rand-bedingungen ist jedoch darauf geachtet worden, daß

• das Instrument auch auf anderen Ballonen oder hochfliegenden Flugzeugen eingesetzt werdenkann.

• das Instrument auch eine Vorstudie fur ein Satelliteninstrument ist, obwohl die Randbedin-gungen nicht exakt denen auf Satelliten entsprechen.

2.2.1 Umweltbedingungen

Die Umweltanforderungen sind durch Sunrise vorgegeben; diese Randbedingungen sind insofernharter als fur ein Satelliteninstrument, als dass (a) das Instrument uber einen weiten Temperatur-bereich funktionsfahig sein muss, wobei sich die Temperaturen schnell verandern konnen; (b) dasInstrument bei einem Umgebungsdruck von 1 mbar mißt, d.h. in dem Druckbereich, in dem beiHochspannung (hier 0.3 kV) Korona-Effekte an den Detektoren auftreten konnen.

Zur Vermeidung von Korona-Effekte wird das Instrument samt seiner Elektronik in einer Boxgeflogen, die mit trockenem Stickstoff gefullt unter quasi-Normaldruck gehalten wird. Korona-Effektetreten typisch bei Drucken unterhalb 10 mbar auf. Bei einer leicht zu realisierenden maximalenLeckrate von 5%/Tag betragt der Druck nach einer Flugdauer von 30 Tagen noch 200 mbar (derDruck von 10 mbar wurde erst nach einer Flugdauer von ca. 180 Tagen erreicht), so daß keineunuberwindlichen Anforderungen an die Festigkeit und Druckdichtigkeit des Gehauses zu stellensind. Die Eintrittsfenster vor den Teleskopoffnungen (25 µm Kaptonfolie) werden in gesondertenThermalvakuum-Tests verifiziert und qualifiziert. Druck und Temperatur werden innerhalb der Boxuberwacht; bei plotzlichem Druckverlust wird die HV abgeschaltet.

Schnelle Temperaturanderungen mit großer Amplitude treten nur wahrend Auf- und Abstiegdes Ballons auf, d.h. nicht im operationalen Betrieb. Wahrend der Meßphase befindet sich IANUS

2 DAS INSTRUMENT 12

-6

-4

-2

0

2

4

6

-4 -2 0 2 4 6 8 10

45o

30o

1 2 3 4 5 67 8

length [cm]

I

GO

0 1 2

Detector 1, 2, 7, and 8

0 1 2

1 mm PIPS

Abbildung 7: Links: Detektor-Stack von IANUS. Die Detektoren 1 und 2 bilden das obere Eintritts-teleskop, Detektoren 3 bis 6 das Kalorimeter und Detektoren 7 und 8 das untere Eintrittsteleskop.Rechts: Segmentierung der Detektoren; links fur die Detektoren des Eintrittsteleskops, rechts fur dieDetektoren des Kalorimeters.

im Schatten der Gondel, die zu erwartenden Temperaturen betragen ca. -5◦C bei Flug uber Schneebzw. Eis und -35◦C bei Flug uber Wasser.

2.2.2 Randbedingungen durch den Trager

IANUS wird an der Ruckseite der Gondel von Sunrise installiert, so dass die genauen Spezifikationender Außenmaße und der Befestigung der Box im Laufe der Entwicklung sowohl von IANUS als auchSunrise genauer spezifiziert werden konnen. Dadurch kann die Instrumentbox dem Teilchenteleskopideal angepasst werden.

Die Masse von 5 kg verteilt sich auf Sensor (deutlich unter 1 kg), Elektronik (max. 2 kg) undGehause (ca. 2 kg); die vergleichsweise hohe Masse der Box ist durch die geforderte Druckdichtigkeitbedingt.

2.3 Detektor-Teleskop

Das Detektorteleskop besteht aus einem Stack von Halbleiterdetektoren. Da das Instrument sowohlvon oben als auch von unten einfallende Teilchen messen soll, ist es symmetrisch aufgebaut, vergl.Abb. 7. Alle Detektoren sind PIPS-Detektoren; das Design und Layout wurde zusammen mit derFirma Canberra erarbeitet, die uber weitreichende Erfahrungen im Bau von Teilchendetektoren furWeltrauminstrumente verfugt.

Die beiden Detektorpaare 1,2 und 7,8 bestimmen jeweils die Eintritts-Apertur auf den beidenSeiten des Teleskops, die Detektoren 3 bis 6 bilden das Kalorimeter.

Die Eintrittsteleskope dienen der Identifizierung der Teilchensorte und der Festlegung des Off-nungswinkels bzw. Geometriefaktors. Um eine genaue Teilchenidentifikation zu ermoglichen, werdendunne Detektoren von 200 µm (D1 und D8) bzw. 300 µm (D2 und D7) Dicke gewahlt.

Diese Detektoren sind sektorisiert, vergl. rechten Teil von Abb. 7: die beiden inneren Ringebilden den eigentlichen Detektor, der außere Guard-Ring dient als Antikoinzidenz und ersetzt densonst verwendeten Antikoinzidenz-Szintillator. Die Segmentierung der Detektoren (Zerlegung desmittleren Rings in zwei, des Guard-Rings in vier Segmente) ergibt sich aus kapazitiven Grunden.

2 DAS INSTRUMENT 13

-3

-2

-1

0

1

2

3

0 0.2 0.4 0.6 0.8 1

1 m

m P

IPS

dete

ctor

1 m

m P

IPS

dete

ctor

{ {{1.6 mm 1.4mm 1.6mm

length [cm]

Detector 3 and 6

-3

-2

-1

0

1

2

3

0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2

1 m

m P

IPS

dete

ctor

1 m

m P

IPS

dete

ctor

1 m

m P

IPS

dete

ctor

1 m

m P

IPS

dete

ctor

{ { {

1.6mm1.4mm1.6 mm

{{

1.6mm1.4mm

Detector 4 and 5

length [cm]

Abbildung 8: Details des IANUS Kalorimeters: die Stacks aus 2 bzw. 4 einzelnen PIPS-Detektorenwerden als jeweils ein Detektor behandelt.

Das vorgeschlagene Antikoinzidenz-Konzept erfordert beim Detektor-Design zusatzliche Sorgfalt:im Gegensatz zu einem konventionellen Antikoinzidenz-Szintillator bilden die Guard-Ringe kein ge-schlossenes Volumen. Daher sind sie (und damit die Detektoren) so anzuordnen, daß keine Teilchenunbemerkt entweichen konnen. Das bedeutet insbesondere, daß die Abstande zwischen den einzelnenDetektoren des Kalorimeters klein sein mussen und sich die Detektoren 2 und 7 (die inneren Detek-toren der beiden Eintrittsteleskope) dicht an den Kalorimeterdetektoren befinden mussen. Zwischenden Detektoren 1 und 2 (bzw. 7 und 8) seitlich entweichende Teilchen mussen nicht durch eineAntikoinzidenz nachgewiesen werden, da die Zahlkanale nur Koinzidenzen erfassen. Auch die Identi-fikation von Elektronen ist durch dieses Antikoinzidenzkonzept beeinflußt: bei einem geschlossenenAntikoinzidenzzylinder wurden Elektronen dadurch identifiziert, daß sie in Detektor 1 (bzw. 8) keinSignal erzeugen (Signal unterhalb der untersten Schwelle). Dieser Ansatz ist bei IANUS nicht moglich,da Teilchen, die zwischen Detektor 1 und 2 (bzw. 7 und 8) in das Teleskop gelangen, mit dieser Me-thode als Elektronen gezahlt wurden. Stattdessen mussen Elektronen uber ihren Energieverlust inDetektor 1 bzw. 8 identifiziert werden, so daß in diesen Detektoren 2 Schwellen zur Diskriminie-rung von Elektronen, Protonen und schwereren Teilchen zu wahlen sind. Mit einer Detektordickevon 200 µm erleiden minimalionisierende Elektronen in Detektor 1 bzw. 8 einen Energieverlust von60 keV. Dieser Energieverlust liegt deutlich oberhalb des von uns geforderten niedrigsten nachzu-weisenden Energieverlusts von 30 keV.

Die Segmentierung der Detektoren des Eintrittsteleskops dient zwei Zielen: (a) Verbesserung derTeilchenidentifikation, da die sich bei schrage einfallenden Teilchen ergebenden Wegverlangerungberucksichtigt werden kann, und (b) Anpassung des Offnungswinkels des Instruments an andereEinbau- bzw. Flugbedingungen. Eine Verbesserung der Teilchenidentifikation, insbesondere der Re-duktion der storenden Einflusse von Vielfachstreuung, ließe sich auch durch Reduktion der Dickeder Detektoren 1 und 8 erreichen. In diesem Fall wurde jedoch das oben vorgestellte Konzept furdie Antikoinzidenz nicht funktionieren, da der Energieverlust von minimalionisierenden Elektronenin diesen Detektoren unrealistische Anforderungen an die Elektronik stellen wurde.

Da sich PIPS-Detektoren mit Starken oberhalb 1000 µm nicht mehr vernunftig betreiben lassen,besteht jeder der Kalorimeter-Detektoren aus einem Stapel von Einzeldetektoren, deren Signalejedoch zusammengefaßt und als ein Detektor ausgewertet werden, vergl. Abb. 8. Die Verwendung derEinzelsignale dieser Detektoren ware nur im Zusammenhang mit einer konventionellen Elektronik,bei der die Teilchenenergie aus der Reichweite ermittelt wird, sinnvoll. Da bei IANUS jedoch einevollstandige Pulshohenanalyse an Bord vorgenommen werden soll, kann ohne Informationsverlustauf die Auswertung der Einzelsignale der Detektoren verzichtet werden. Bei der Konfiguration derEinzeldetektoren im Stack ist zu beachten, daß jeder Einzeldetektor einen eigenen Arbeitswiderstand

2 DAS INSTRUMENT 14

Kanal ElektronenE300 300–800 keVE800 800–2700 keVE2000 2000–4400 kevE3700 3700 – 8000 keVE5000 5000 – 11500 keVE11500 > 11500 keV

Kanal Protonen Kanal α-TeilchenP5 5.2–8.4 MeV A5 5.2–8.4 MeV/nuklP8 8.4–20.7 MeV A8 8.4–20.7 MeV/nuklP21 20.7–35.5 MeV A21 20.7–35.5 MeV/nuklP35 35.5–46.2 MeV A35 35.5–46.2 MeV/nuklP46 46.2–51.1 MeV A46 46.2–51.1 MeV/nuklP51 > 51 MeV A51 > 51 MeV/nukl

Tabelle 4: Energiekanale von IANUS.

hat und die Signale erst am ladungsempfindlichen Vorverstarker (LEV) aufsummiert werden. Damitist gewahrleistet, daß ein Defekt eines Einzeldetektors (erhohter Leckstrom) nur den Einzeldetektor,nicht jedoch den ganzen Stack in seiner Funktion beeintrachtigt.

Die Detektoren werden in diesen Stacks, ebenso wie auch im Teleskop insgesamt, so angeordnet,daß sich jeweils Detektorflachen mit gleichem Potential gegenuberstehen. Auf diese Weise lassen sichKorona-erzeugende Feldstarken minimieren, so daß auch ein unbeabsichtigter plotzlicher Druckabfallnicht zu Schaden am Instrument fuhrt.

Auch die PIPS-Detektoren des Kalorimeters haben jeweils einen Guard-Ring, vergl. rechten Teilvon Abb. 7, der als aktive Antikoinzidenz betrieben wird.

Mit den so definierten Detektoren in der Anordnung gemaß Abb. 7 ergeben sich die in Tab. 4angegebenen Energieintervalle, bestimmt aus der Reichweite der Teilchen. Der uberdeckte Energie-bereich entspricht dem in Tab. 1 geforderten. Bei den Elektronen schließen die Energieintervalle nichtaneinander an, sondern uberlappen sich teilweise, da Elektronen durch Vielfachstreuung innerhalbeines Detektors diesen nicht gradlinig durchsetzen sondern stochastisch verteilte Wegverlangerungenerfahren. Daher ist das Ansprechvermogen der in Tab. 4 fur die Elektronen auch nicht rechteckig wiebei den Protonen (vergl. linken Teil von Abb. 9) sondern uber ein weiteres Energieintervall ausge-schmiert. Bei diesen Modellrechnungen wurde die in der Box befindliche Stickstoffatmosphare ebensoberucksichtigt wie die uber den Detektoren befindliche Kaptonfolie. Vergleichsrechnungen mit demDetektorstack im Vakuum zeigen, daß die N2-Fullung nahezu keinen Einfluß auf die Energiebereichehat: innerhalb des Kalorimeters ist der Stickstoff aufgrund der geringen Detektorabstande zu ver-nachlassigen, lediglich die große Gasmenge zwischen den Detektoren 1 und 2 (bzw. 7 und 8) fuhrtzu einer geringfugigen Vergroßerung des Energiebereichs um ca. 150 keV/nukl im jeweils unterstenKoinzidenzkanal.

2.4 Elektronik

Die fur IANUS geplante Elektronik unterscheidet sich von der ublicherweise verwendeten: das Instru-ment umfaßt nicht nur eine klassische Koinzidenzlogik, sondern es ist ein System geplant, das denMultiparameter-Systemen im Labor entspricht. Dieses Verfahren erlaubt eine großere Flexibilitat,insbesondere eine nachtragliche Optimierung des Instruments.

Spezifikationen zur Elektronik und anschließenden Datenauswertung wurden in Zusammenarbeitmit der Firma NORMA-Systems (Bordesholm) erarbeitet.

2 DAS INSTRUMENT 15

10-2

10-1

1

105 6 7 8 20 30 40 50E [MeV]

Ca/C

ges

E [MeV]

Ca/C

ges

10-2

10-1

1

1 100.2 0.5 20 30E [MeV]

Ca/C

ges

E [MeV]

Ca/C

ges

Abbildung 9: Simuliertes Ansprechvermogen des IANUS Teilchenteleskops fur Protonen (links) undElektronen (rechts).

Abbildung 10: Schematische Darstellung der IANUS Elektronik

Die Informationen aus diesem Detektorstack sind jeweils die Signale der Detektoren (jeweils 3Sektoren in den Detektoren 1, 2, 7, und 8 und jeweils 1 Segment in den Detektoren 3 bis 6) und derAntikoinzidenz (je 4 Segmente in den Detektoren 1, 2, 7 und 8 und je ein Segment in den Detektoren3 bis 6). Diese 16 Detektorsignale werden pulshohenanalysiert, von den 20 Antikoinzidenzsignalenist keine Pulshohenanalyse erforderlich.

Damit ergibt sich fur die Elektronik das in Abb. 10 dargestellte Schema: fur Kanal 1–16 (Detek-toren) werden Diskriminatoren und Pulshohenanalyse (PHA) benotigt, fur die weiteren 20 Kanalenur Diskriminatoren.

Die Elektronik ist auf eine maximal zu verarbeitenden Einzeldetektor-Rate von 50 000 Teilchen/sausgelegt. Bei den angegebenen Detektoren werden zu ruhigen Zeiten Zahlraten von einigen Teil-chen pro Sekunde erwartet. Der Zielwert von 50 000 Teilchen/s Wert durfte auch in großen solarenEreignissen nicht uberschritten werden: im Bastille Day Event lagen die gemessenen differentiel-len Intensitaten primarer Protonen im geostationaren Orbit im Energiebereich oberhalb 100 MeVselbst im Maximum unter 103 cm2s−1sr−1, woraus sich fur IANUS eine maximale Zahlrate von unter5000 Teilchen/s abschatzen laßt, d.h. auch unter Berucksichtigung des statistisch verteilten Eintref-fens der Teilchen ist die Elektronik den zu erwartenden Zahlraten gewachsen. Energien unterhalbca. 100 MeV sind fur diese Abschatzung irrelevant, da diese Teilchen in großeren Hohen in derAtmosphare absorbiert werden und nicht mehr bis zur Flughohe von IANUS gelangen.

Der Dynamikbereich der Kanale 1–16 ist auf einen Meßbereich von 30 keV bis 2 GeV ausgelegt.Zur Verbesserung der relativen Energieauflosung wird der Dynamikbereich in 2 jeweils 12 Bit tiefeBereiche aufgeteilt:

2 DAS INSTRUMENT 16

• 30 keV bis 20 MeV mit einer Auflosung von 5 keV und

• 1 MeV bis 2 GeV mit einer Auflosung kleiner 500 keV.

2.4.1 Innovative Aspekte Analogelektronik

Fur die Analogelektronik soll die Verwendung ’schaltbarer LEVs’ anstelle konventioneller ladungs-empfindlicher Vorverstarker (LEV) untersucht werden, da damit die Verweilzeiten des Signals inder Analogelektronik verkurzt und schnell aufeinanderfolgende Signale ohne Pile-Up getrennt wer-den konnen. Dadurch vereinfacht sich die Pulshohenanalyse (PHA), so dass hohere Teilchenflusseverarbeitet werden konnten. Dieser Aspekt konnte insbesondere fur die Ubertragbarkeit der Kon-zepts auf ein Weltraumexperiment von Interesse sein. Als Fallback-Losung sind konventionelle LEVvorgesehen, mit denen sich die oben spezifizierten Zahlraten ebenfalls erreichen lassen.

2.4.2 Innovative Aspekte Digitalelektronik

Die Pulshohenanalyse erfolgt durch mehrere hochintegrierte Prozessoren. Dadurch ergeben sich fol-gende Vorteile:

• Vorverarbeitung der PHA mit Zeitstempel direkt im Kanal.

• Vermeidung von Laufzeitproblemen bei der Koinzidenzanalyse, da keine Vergleiche zwischenverschiedenen analogen Kanalen erfolgen mussen sondern Koinzidenzen digital anhand derZeitstempel bestimmt werden konnen.

• kurzere Verweilzeiten des Signals im Analogkanal und damit eine hohere maximale Zahlrate.

• bestmogliche Unterdruckung von analogem Amplituden- und ’Zeit’-Rauschen durch fruhest-mogliche Digitalisierung.

• einfachere ’Verdrahtung’, da keine Verbindungen zwischen analogen Kanalen benotigt werden.

Zur Stromeinsparung sollen die Prozessoren mit 3.3 V betrieben werden; ferner kann der Taktzeitweise heruntergeschaltet werden.

2.4.3 Inflight Test Generator

Ein Inflight Test Generator uberpruft die Funktion der Elektronik bei der Integration und wahrendder gesamten Flugdauer. Dadurch kann die korrekte Funktionsweise der Elektronik uber die gesamteMissionsdauer uberpruft werden. Daruber hinaus stehen Referenzdaten zur Verfugung, die bei einerspateren Auswertung der Meßdaten auch im Falle einer Veranderung der elektronischen Analyse,z.B. durch Temperaturschwankungen oder Alterung, eine korrekte Interpretation der Meßdatenermoglicht. Die Steuerung des Inflight Test Generators erfolgt durch die CPU.

2.5 Datenverarbeitung

Die mit Zeitstempel versehenen PHAs werden an Bord mit einer Standard-CPU verarbeitet. DieVorteile sind:

• Verwendung eines Standard-Echtzeit-Betriebssystems (z.B. Linux).

• Programmierung in einer ’Hochsprache’, z.B. ANSI-C, was insbesondere fur eine Optimierungin einer relativ spaten Phase der Instrumententwicklung sehr vorteilhaft ist.

• es kann auf Standardschnittstellen (z.B. PCMCIA) zugegriffen werden. Dieser letzte Punkt istinsbesondere bei einer Ballonmission von Bedeutung.

2 DAS INSTRUMENT 17

Die Onboard-Datenverarbeitung dient der Kompression der Rohdaten. Sie identifiziert die Teil-chen anhand der PHAs und erzeugt als Ausgangsprodukte:

• Zahlraten in den nach Tab. 4 spezifizierten Kanalen mit einer zeitlichen Auflosung von 2 min.

• Histogramme/Energiespektren mit groberer Zeitauflosung; als Baseline sind 15 min angestrebt.

• Pulshohenmatrizen mit nochmals groberer Zeitauflosung; als Baseline ist 1 Stunde angestrebt.

Die so komprimierten Daten werden an Bord in einen Festkorpermassenspeicher (Memory Stick,FlashCard) weggeschrieben. Typische kommerzielle Kapazitaten liegen heute bei 128 MB oder256 MB, durften sich jedoch bis zum Flug von Sunrise noch vergroßern, so daß die Zeitauflosungfur die Histogramme und die Menge der wegzuschreibenden Information noch optimiert werdenkann. Die obigen Abschatzungen sind fur einen 256 MB Speicher fur effiziente Kodierung (z.B. inkl.√

2-Datenreduktion) gegeben; ein angestrebter 0.5 GB Speicher wurde die Zeitauflosung verbessernbzw. eine weniger dichte Komprimierung und damit eine großere Datensicherheit ermoglichen.

Eine Bergung des Instruments ist aufgrund der Bergung der Hauptnutzlast von Sunrise ohnehinvorgesehen.

2.6 Regelung

Das Instrument arbeitet autark. Da keine ununterbrochene Kommunikation vom Boden mit derNutzlast von Sunrise gewahrleistet werden kann, kann auch bei moglichen Problemen nicht in dieOperation von IANUS eingegriffen werden.

Daher ist eine Erfassung vitaler Parameter (Temperaturen, Druck, Leckstrome), deren Auswer-tung und ein eventuelles autonomes Einleiten von abgestuften Gegenmaßnahmen (z.B. automati-scher reboot etc.) ebenfalls in der Elektronik und Datenverarbeitung vorgesehen.

2.7 Mechanische/thermische Aspekte

Beim Design der Instrumentenbox sind zwei wesentliche Aspekte zu beachten:

• Sensor und Elektronik werden unter Normaldruck geflogen (s. Seite 12).

• das Instrument muss ohne aktive Heizung oder Kuhlung im nominalen Temperaturbereichbleiben.

Die Box fur IANUS ist so geplant, daß sie sowohl Detektor als auch Analogelektronik aufnimmtsowie Hochspannungen und Datenverarbeitungselektronik. Grunde sind die folgenden:

• die LEVs mussen unmittelbar am Detektor liegen.

• zur Vermeidung von Korona-Effekten mussen die Detektoren unter Normaldruck geflogen wer-den. Die Elektronik kann in die Box integriert werden, da durch das eingeschlossene Gas furkonvektive Kuhlung gesorgt ist. Bei einem Satellitenexperiment mußte eine Trennung zwischenSensorbox und (eventuell fur mehrere Experimente gemeinsamer) Elektronikbox erfolgen.

• die integrierte Losung erzeugt ein bis auf die Stromversorgung vollig autarkes Gerat, das leichtfur den Einsatz auf anderen Tragern angepaßt werden kann.

Abbildung 11 skizziert die geplante Konfiguration von Detektorstack und Elektronik in der Box:der Detektorstack bestimmt die Hohe der Box von 11 cm, seine vertikale Achse ist gleichzeitig dieSymmetrieachse der Box. Die Elektronik ist zylindrisch um den Detektor herum angeordnet. AlsDurchfuhrungen werden nur Niederspannungsanschlusse und Ventports erforderlich, letztere um dasGehause mit einem trockenen Gas (dry N2) zu befullen, um die Kondensation von Wasserdampf bei

2 DAS INSTRUMENT 18

Abbildung 11: IANUS-Box: Konfiguration von Sensor und Detektor in Seitenansicht (oben) undDraufsicht (unten). Die Montageplatte im linken Teil bildet das Interface zu Sunrise und ist ent-sprechend anzupassen.

niedrigen Betriebstemperaturen zu verhindern. Diese sind in die Tragerplatte, an der die beidenHalbzylinder der Box montiert werden, integriert.

Mechanisch großte Herausforderung an der Box sind die Fenster, die im Offnungswinkel desTeilchenteleskops liegen. Einerseits muß die Box auch hier stabil genug sein, um der Druckdifferenzund den thermischen Belastungen insbesondere beim Auf- und Abstieg standzuhalten. Andererseitssoll jedoch die Materiebelegung moglichst gering sein, damit (a) Teilchen mit niedrigen Energiennicht bereits innerhalb des Fensters absorbiert werden und (b) die Wahrscheinlichkeit gering ist, daßhochenergetische Teilchen, insbesondere der galaktischen kosmischen Strahlung, Schauer erzeugenund mit den Sekundarteilchen die Totzeit des Instruments erhohen. Hier sind Fenster aus 25 µmKaptonfolie vorgesehen.

Die thermischen Belastungen fur IANUS sind vergleichsweise gering: da das Instrument auf derRuckseite der Gondel montiert ist, wird es keiner direkten Sonnenstrahlung ausgesetzt. Erwarmungerfolgt durch die vom Boden reflektierte Sonnenstrahlung auf der Unterseite der Box sowie durch dieElektronik sowie durch Strahlungsaustausch und Warmeleitung von der Gondel. Zur Abstrahlungsteht die gesamte Oberflache der Box zur Verfugung, so daß es ohne aktive Maßnahmen moglich ist,die Temperaturen im Betriebsbereich zu halten.

2.8 Interface zum Trager

Das Interface zwischen Instrument und Trager besteht normalerweise aus drei Teilen: (a) mechani-sche Integration, (b) elektrische Versorgung und (c) Datenubergabe. Da IANUS uber einen eigenenSpeicher verfugt, reduziert sich der letzte Punkt auf die Ubergabe eines ’Warnbits’ bei zu hohenTeilchenflussen in der Funktion als Strahlungsmonitor fur Sunrise.

Die mechanische Integration der Instrumentbox erfolgt durch Bolzen an der Ruckseite der Gon-del. Die Verbindung muß mechanisch einfach sein, um eine Bergung (Demontage) unter arktischenBedingungen zu ermoglichen (die Details sind in Zusammenarbeit mit dem Sunrise-Team zu spezi-fieren): da die IANUS-Daten in der Instrumentbox gespeichert sind, sollte das Instrument moglichstdirekt nach der Landung zusammen mit der Elektronik-Box von Sunrise geborgen werden.

Sunrise wird die fur die Detektoren und Elektronik benotigten Spannungen zur Verfugungstellen. Auch hier sind die Details noch zu spezifizieren.

3 DER TRAGER 19

2.9 Tests

Um die Funktion von IANUS unter den vorgegebenen Bedingungen (vergl. Tab. 2 und 3) zu gewahr-leisten, sind die folgenden Tests vorgesehen:

• Thermalvakuum (TV) des integrierten Instruments.

• Elektromagnetische Vertraglichkeit (EMV).

• Storungen auf Versorgungsspannung.

• als Test auf Schockbelastung ist ein Falltest an einem spezifizierten Seil vorgesehen. Im Ge-gensatz zu einem Aufpralltest simuliert dieser ’Seiltest’ die reale Shockbelastung beim Offnendes Fallschirms. Ein Vibrationstest ist nicht erforderlich, da sich die außergewohnlichen me-chanischen Belastungen auf Schockbelastungen beschranken.

2.10 Kalibration

Alle Detektoren werden vor ihrer Auswahl fur den Einbau in IANUS vorqualifiziert durch Langzeit-messung der Leckstrome und durch Bestimmung von Rauschen, Auflosungsvermogen und Langzeit-konstanz.

Die Kalibration des Instruments insgesamt erfolgt durch eine Kombination aus folgenden Schrit-ten:

• Kalibration der Pulshohenanalyse (PHA) im unteren Energiebereich durch Verwendung radio-aktiver Praparate zur Bestimmung des Zusammenhangs zwischen Energieverlust und Pulshohe.Dazu ist beim Instrumentdesign die Zuganglichkeit der einzelnen Detektoren im integriertenund mit der Flugelektronik bestuckten Instrument zu gewahrleisten.

• elektronische PHA-Eichung mit geeichten Pulsgeneratoren.

• elektronische Uberprufung der Linearitat der Verstarkung.

• Monte-Carlo-Simulation des gesamten Instruments.

Zusatzlich sind Eichmessungen mit Protonen und α-Teilchen am HMI geplant.

3 Der Trager

IANUS ist zum Mitflug auf Sunrise entwickelt. Sunrise ist als langandauernder zirkumpolarer Bal-lonflug im antarktischen Sommer geplant mit Starts im Januar 2006 sowie in den beiden folgendenJahren. Sunrise wird eine Flughohe von ca. 35 km erreichen.

Ein Mitflug auf Sunrise ist fur die mit IANUS zu untersuchenden Fragestellungen aus folgendenGrunden wichtig:

• der Orbit liegt innerhalb bzw. an der Grenze der Polkappe, so dass einfallende Teilchen und dieAbhangigkeit der Teilchenflusse von der geomagnetischen Aktivitat analysiert werden konnen.

• die Flughohe liegt mit 35 km in dem Bereich, in dem der Einfluß energiereicher Teilchen auf dasOzon am starksten ist – in geringeren Hohen werden teilcheninduzierte Variationen im Ozondurch die starkere biogene Quelle fur NOx uberlagert (Vitt and Jackman, 1996), in großerenHohen ist die Ozonkonzentration geringer.

• der erste Flug findet zum Ende des solaren Minimums statt, so daß eine ’Baseline’ fur nach-folgende Fluge bei hoherer solarer Aktivitat gelegt werden kann.

4 MANAGEMENT-PLAN 20

Detectors Electronics Integration

University ofOsnabrück

Associate ScientistsNormaCanberra

IANUS

Project ManagerB. Heber

Principal InvestigatorM.−B. Kallenrode

Sensor Design

Tests

Abbildung 12: Management-Plan fur IANUS.

Der Flugplan fur IANUS ist durch Sunrise vorgegeben. Ein Testflug uber New Mexico ist furden Sommer 2005 geplant, der Jungfernflug im Januar 2006 von McMurdo.

Aufgrund der relativ geringen Masse und Leistungsaufnahme sind ’piggy-baggy’ Mitfluge auf wei-teren Ballonmissionen sowie auf hochfliegenden Flugzeugen angestrebt. IANUS soll nach Moglichkeitinsbesondere zu Zeiten einer aktiven Sonne auch auf Ballon- und/oder Flugzeugflugen in der Ark-tis zum Einsatz kommen, da hier aufgrund der Vielzahl von Beobachtungsstationen eine direktereAnbindung zur Untersuchung atmospharischer Konsequenzen moglich ist.

4 Management-Plan

4.1 Struktur des Projekts und Verantwortlichkeiten

Die PI, Prof. Dr. M.-B. Kallenrode, wird die Gesamtverantwortung fur das vorgeschlagene Projektubernehmen. Sie wird auch die Kontaktperson zur DLR sein.

Die taglichen Verantwortlichkeiten des Projektmanagements werden an den ProjektmanagerDr. B. Heber ubertragen; die Verantwortung fur wissenschaftliche Fragen und Zusammenarbeitenverbleibt beim PI. Der Projektmanager ist auch zustandig fur die Kontakte zu den beteiligtenUnternehmen (Canberra fur die Detektoren; NORMA fur die Elektronik) sowie fur die Uberwachungder Tests, Integration und Kalibration an der Universitat Osnabruck, vergl. Abb. 12.

4.2 Entwicklungsplan und Zeitrahmen

Unter der Annahme, daß eine Forderung durch das DLR ab Beginn 2003 erfolgen kann, ergibt sichder in Abb. 13 dargestellte Zeitplan mit den folgenden Milestones:

• Q1 2003 Design Review• Q2 2003 Detektoren• Q2 2004 Integration Detektorstack• Q3 2004 Integration Instrument• Q1 2005 Kalibration• Q2 2005 Testflug• Q4/Q1 2005/6 Long Duration Balloon-Flight

Im unteren Teil der Abbildung ist ein Be-

zug zu den in der Kostenabschatzung angesetzten Posten gegeben. Der Poersonaleinsatz betragtdurchgangig eine Wissenschaftlerstelle finanziert vom DLR; der Eigenanteil betragt durchgangigdas Aquivalent von 0.5 Wissenschaftlerstellen, 0.5 Technikerstellen, Hilfskrafte sowie in den Jahren2003 bis 2005 Werkstattkapazitat (Ingenieure und Lohnempfanger).

4 MANAGEMENT-PLAN 21

Testflug Neu Mexiko

LDE auf SUNRISE

Inte

grat

ion

Det

ekor

stac

k

Fer

tigu

ng B

oxT

ests

/Ver

fein

erun

g B

oxm

odel

lE

ntw

ickl

ung/

Bau

Box

mod

ellTes

t D

etek

tork

äfig

Spez

ifik

atio

n E

lekt

roni

k (m

it N

orm

a)E

ntw

ickl

ung

Ele

ktro

nik

(Nor

ma)

Fer

tigu

ng E

lekt

roni

k (N

orm

a)

Tes

ts E

lekt

roni

k

Inte

grat

ion

Tes

ts &

Kal

ibri

erun

gV

erbe

sser

unge

n au

s T

estf

luge

rfah

rung

en

Dat

anan

alys

eP

räse

ntat

ion

erst

erE

rgeb

niss

e

JF

MA

MJ

JA

SO

ND

JF

MA

MJ

JA

SO

ND

JF

MA

MJ

JA

SO

ND

JF

MA

MJ

JA

SO

ND

Ent

wic

klun

g/B

au D

etek

tork

äfig

Qua

lifiz

ieru

ng D

etek

tore

nE

ntw

ickl

ung/

Fer

tigu

ng D

etek

tore

n (C

anbe

rra)

2003

2004

2005

2006

Beg

inn

Ent

wic

klun

gsau

fträ

ge

Ver

gabe

Auf

träg

eE

nde

Inst

rum

entf

erti

gung

Beg

inn

Tes

ts

Star

tsB

egin

n D

aten

ausw

ertu

ng(w

ofer

n In

stru

men

t ge

borg

en)

Inve

stit

ione

nT

este

quip

men

t

Abbildung 13: Zeitplan fur IANUS.

5 FINANZEN 22

Alle beteiligten am Instrumentbau verfugen uber Vorerfahrungen mit Teilcheninstrumenten aufSatelliten. Die Firma Canberra hat Halbleiterdetektoren fur eine Vielzahl von Instrumenten geliefert(ACE, EPHIN und CTOF auf SOHO). A. Thoma (NORMA-Systems) war an der Entwicklung derElektronik fur EPHIN auf SOHO beteiligt. Die Universitat Osnabruck hat sich bisher zwar nichtan der Entwicklung von Teilchen- oder Weltraumexperimenten beteiligt, jedoch haben die Antrag-steller aus ihrer vorherigen Tatigkeit in Kiel umfangreiche Erfahrungen mit Teilcheninstrumentengewonnen (E6 auf Helios, EPHIN auf SOHO, KET auf Ulysses). Kontakte nach Kiel und zumMPAe-Lindau (Dr. M. Witte) ermoglichen es ferner, Erfahrungen aus dem Instrumentbau an diefeinmechanische und Elektronik-Werkstatt in Osnabruck weiterzugeben. Uber die Moglichkeit einerformalen Zusammenarbeit mit der Universitat Kiel kann erst nach Besetzung der dortigen Professurfur Extraterrestrische Physik entschieden werden.

4.3 Ausbildung und Offentlichkeit

Solar-Terrestrische Beziehungen sind ein sehr gutes Beispiel, um den Zusammenhang zwischenGrundlagenforschung und gesellschaftlichem Interesse zu demonstrieren. Solare Aktivitat beeinflußtunsere naturliche und technische Umwelt auf vielfaltige Weise: koronale Massenausstoße fuhren zugeomagnetische Storungen, Polarlichtern und Storungen der Telekommunikation und Stromversor-gung. Variationen der solaren elektromagnetischen Strahlung (und eventuell auch der galaktischenkosmischen Strahlung) beeinflußen das Klima auf der Erde. Solare energiereiche Teilchen beeinflussendie Atmosphare und tragen zur Strahlenbelastung von Satelliten, Astronauten und Flugzeuginsassenbei. Daher ist der Bedarf fur ein Verstandnis der Sonne und des erdnahen Weltraumes, insbeson-dere auch der Magnetosphare und der hoheren Atmosphare als den beiden ’Schutzschilden’ in derOffentlichkeit leicht zu vermitteln. Neben den ublichen offentlichen Darstellungen (z.B. Tag der of-fenen Tur, Schuler- und Schulbesuche) sollen dazu auch offentlich Vortrage und Veroffentlichungenin popular-wissenschaftlichen Magazinen dienen sowie eine elektronische Prasentation im Internet.

IANUS ebenso wie die Erfahrungen aus fruheren Weltraumprojekten und neueren Projekten (inkl.Nutzung von EISCAT, numerische Modellierungen) werden direkt in die Lehre und Ausbildung ander Universitat Osnabruck eingehen. Dazu gehoren insbesondere auch die Beteiligung von Studie-renden und Doktoranden an der Entwicklung, Kalibrierung und Datenauswertung eines modernenTeilcheninstruments.

4.4 Verwertbarkeit

Eine wirtschaftliche Verwertbarkeit des Vorhabens besteht nicht.Wissenschaftliche und technische Verwertbarkeit besteht im Rahmen der Instrumententwicklung

durch den Nachweis der Funktionsfahigkeit dieses Instrumentdesigns und im Bereich der Grundla-genforschung in der Form von einmaligen Beobachtungen, die der wissenschaftlichen Communityunverzuglich zur Verfugung gestellt werden und der Verbesserung von Modellen im Bereich derSolar-Terrestrischen Beziehungen.

5 Finanzen

Die Kostenabschatzung basiert auf Vorerfahrungen aus anderen Projekten und den Kostenschatzun-gen von NORMA-Systems (Elektronik) und Canberra (Detektoren). Canberra wird nur die Detek-toren liefern, die Konfiguration zu einem Teleskop wird in Osnabruck erfolgen, ebenso wie die Ge-samtintegration des Instruments. Dazu stellen die entsprechenden Werkstatten Kapazitaten bereit.

Tabelle 5 gibt einen Uberblick uber die Gesamtkosten und den von der Universitat Osnabruckgetragenen Eigenanteil. Eine genauere Aufschlusselung der Kosten findet sich im Anhang.

6 PROGRAMMATISCHE ASPEKTE 23

2003 2004 2005 2006 gesamtDLR 301,16 289,09 139,10 70,40 799,74UOS 86,80 86,80 83,80 76,80 334,20

Eigenanteil 41%

Tabelle 5: Benotigte Fordermittel in kEuro fur das Projekt IANUS im Zeitraum 2002 - 2006, derEigenanteil der Universitat Osnabruck ist ebenfalls angegeben.

6 Programmatische Aspekte

IANUS fugt sich aus seiner wissenschaftlichen Fragestellung, namlich der Bedeutung solarer energie-reicher Teilchen als ein Mittler Solar-Terrestrischer Beziehungen, direkt in das Themenfeld Solar-Terrestrische Beziehungen des DLR ein.

Eines der langfristigen strategischen Ziele des DLRs sind die Beobachtung der Sonne und ihrerWechselwirkung mit der Hochatmosphare der Erde. IANUS findet Anbindung im Bereich der klas-sischen Extraterrestrik durch die Instrumententwicklung sowie den Bezug zu Satellitenmissionen(s.u.). Eine Anbindung im Bereich der Atmospharenforschung ist ebenfalls moglich: im Rahmen desDLR werden am Institut fur Physik der Atmosphare in Oberpfaffenhofen die Dynamik der Atmo-sphare, atmospharische Spurengase und Aerosole untersucht. Die Einbeziehung von prezipitierendenTeilchen in polaren Breiten ware eine ideale Erganzung dieser Untersuchungen.

Bezug zu Satellitenmissionen

Zur Auswertung der IANUS-Messungen und zur Untersuchung der hier geschilderten wissenschaftli-chen Fragen ist eine Verwendung der Beobachtungen anderer Satelliten unerlaßlich, z.B. Satellitenwie SOHO, SAMPEX und AXAF (bzw. deren Nachfolger wie Stereo und Solar Orbiter) zur Messungder Flusse energiereicher Teilchen im interplanetaren Raum und innerhalb der Magnetosphare, undSatelliten wie CLUSTER oder CHAMP (bzw. deren Nachfolger) zur Charakterisierung der geoma-gnetischen Aktivitat. Auch bodengestutzte Messungen der geomagnetischen Aktivitat konnen hierverwendet werden.

IANUS ist jedoch auch unter dem Aspekt der Instrumententwicklung fur Weltraummissionenvon Interesse, insbesondere wenn es um die Entwicklung leichter Instrumente mit der Fahigkeitzur Bestimmung von Anisotropie auf nicht-spinnenden Raumfahrzeugen (z.B. Solar Orbiter) oderum Instrumente mit intelligenter on-Board Datenverarbeitung und entsprechend geringer Ubertra-gungsrate (z.B. Interstellar Probe) geht.

Bezug zu bodengebundenen Beobachtungen

Bei spateren Flugen von IANUS uber der Arktis ist eine Einbindung der Beobachtungen von EIS-CAT angestrebt. Bei derartigen Flugen ware auch eine starkere Anbindung an die Atmospharenfor-schung zu suchen, um die Folgen der prezipitierenden Teilchen direkt zu messen.

7 BIOGRAPHISCHE INFORMATIONEN 24

7 Biographische Informationen

May-Britt Kallenrode

ProfessorFachbereich PhysikUniversitat OsnabruckBarbarastr. 7D-49069 OsnabruckTel.: +49-541-969-3327 (Fax: -3338)E-mail: [email protected]

Akademische Laufbahn:

1987 Diplom in Physik, Inst. f. reine und angewandte Kernphysik IFKKI,Universitat Kiel

1987-1994 wissenschftl. Mitarbeiter, IFKKI, Universtat Kiel1989 Promotion, IFKKI, Universitat KielFeb.-Marz 1991 Space Science Laboratory, Univ of California, Berkeley1994 Habilitation, Universitat Kiel1994–1996 Oberassistent, IFKKI, Universitat KielFeb.-April 1996 Inst. f. Earth, Oceans, and Space, University of New Hampshire1996–2000 Prof. fur Physik, Universitat Luneburgseit April 2000 Prof. fur Physik, Universitat Osnabruck

Veroffentlichungen: mehr als 60 Veroffentlichungen, u.a.:

◦ Kallenrode, M.-B., and G. Wibberenz, 1997: Propagation of particles injected from interplanetaryshocks: a black-box model and its consequences for acceleration theory and data interpretation, J.Geophys. Res. 102, 22311 - 22334◦ Kallenrode, M.-B., 1997: The temporal and spatial development of MeV proton acceleration atinterplanetary shocks, J. Geophys. Res. 102, 22347 - 22363◦ Kallenrode, M.-B., 1997: A statistical study of shock evolution and subsequent particle propaga-tion, J. Geophys. Res. 102, 22335 - 22345◦ Kallenrode, M.-B, 2001: Shock as a black box II: Effects of adiabatic deceleration and convectionincluded, J. Geophys. Res. 106, 24989–25003◦ Quack, M., M.-B. Kallenrode, M. von Konig, K. Kunzi, J. Burrows, B. Heber, and E. Wolff, Groundlevel events and consequences for stratospheric chemistry, Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf., 4023–4026◦ Cliver, E., A. Falcone, L. Gentile, M.-B. Kallenrode, A. Ling, M. Reiner, J. Ryan, C. St. Cyr, andM. Yoshimori, Particle injection in the relativistic SEP event of 6 November 1997, Proc. 27th Int.Cosmic Ray Conf., 3302–3305◦ Kallenrode, M.-B., 2002: Magnetic clouds and interplanetary transport: a numerical model, J.Atm. Solar-Terr. Phys., in press◦ Zhang, M., R.B. McKibben, C. Lopate, J.R. Jokipii, J. Giacalone, and M.-B. Kallenrode, 2002:Ulysses observations of solar energetic particles from the July 14, 2000 event at high heliographiclatitudes, submitted to J. Geophys. Res.◦ Kallenrode, M.-B., 1998: Space physics – An introduction into plasmas and particles in the helios-phere and magnetospheres, Springer, Berlin;


Klaus Betzler

apl. ProfessorFachbereich PhysikUniversitat OsnabruckBarbarastraße 7D-49069 OsnabruckTelefon: +49-541-969-2636Telefax: +49-541-969-12636Email: [email protected]


1971 Diplom in Physik, Physikalisches Institut der Universitat Stuttgart1971 – 1974 Wissenschaftlicher Mitarbeiter am Physikalischen Institut der

Universitat Stuttgart, Forschung im Bereich Halbleiterphysik1974 Promotion, Thema der Dissertation: Untersuchung von

Zwei-Elektronen-Rekombinationsprozessen in Halbleitern mitindirekter Bandstruktur

1974 – 1975 6-monatiger Forschungsaufenthalt am Lebedev-Institut der sowjetischenAkademie der Wissenschaften, Moskau, Forschungsarbeiten zumLadungstragerverhalten in Halbleitern bei tiefen Temperaturen

seit 1975 Wissenschaftlicher Mitarbeiter (Akademischer Rat/Oberrat) imFachbereich Physik der Universitat Osnabruck

seit 1982 Rechtsstellung eines Professorsseit 1992 Akademischer Direktor im Fachbereich Physik1999 apl. Professor

Veroffentlichungen umfassen u.a.:

◦ D. Xue, K. Betzler, and H. Hesse: Dielectric properties of I-III-VI2 type chalcopyrite semiconduc-tors. Phys. Rev. B15 62, 13546 (2000).◦ D. Lammers, K. Betzler, D. Xue, and J. Zhao: Optical Second-Harmonic Generation in Benzo-phenone. physica status solidi (b) 180, R5 (2000).◦ D. Xue, K. Betzler, H. Hesse, and D. Lammers: Temperature dependence of the dielectric responseof lithium niobate. J. Phys. Chem. Solids 62, 973 (2001).◦ D. Xue, K. Betzler, and H. Hesse: Second order nonlinear optical properties of In-doped lithiumniobate. J. Appl. Phys. 89, 849 (2001).◦ D. Xue, K. Betzler, and H. Hesse: Induced Li-site vacancies and nonlinear optical behavior ofdoped lithium niobate crystals. Optical Materials 16, 381 (2001).◦ D. Xue and K. Betzler: Influence of optical-damage resistant dopants on the nonlinear opticalproperties of lithium niobate. Appl. Phys. B 72, 641 (2001).◦ D. Xue, K. Betzler, H. Hesse, and D. Lammers: Linear and nonlinear optical properties of orthor-hombic rare earth molybdates RE2(MoO4)3. J. Phys. Chem. Solids 63, 359 (2002).◦ D. Xue, K. Betzler, and H. Hesse: Chemical bond analysis of the nonlinear optical properties ofthe borate crystals LiB3O5, CsLiB6O10, and CsB3O5. Appl. Phys. A 74, 779 (2002).


Bernd Heber

wiss. MitarbeiterFachbereich PhysikUniversitat OsnabruckBarbarastraße 7D-49069 OsnabruckTelefon: +49-541-969-3337Telefax: +49-541-969-3338Email: [email protected]


Juni 1990 1. Staatsexamen in Physik an der Christian Albrechts UniversitatJuli 1991 Diplom in Physik1991-1997 wiss. Mitarbeiter am Inst. f. Reine und Angewandte Kernphysik

der Christian-Albrechts Universitat KielJuli 1997 Promotion1998 Post Doc am CEA/DSM/DAPNIA Service d’Astrophysique,

CEA Saclay1999-2000 Post Doc am Max-Planck-Institut fur Aeronomie, Katlenburg-Lindauseit 11/2000 wissenschaftlicher Mitarbeiter an der Universitat Osnabruck

Veroffentlichungen: 51 in referierten Zeitschriften, 49 in Konferenzproceedings, u.a.:

◦ Burger, R. A., Potgieter, M. S., and Heber, B., Rigidity dependence of cosmic ray proton latitudinalgradients measured by the Ulysses spacecraft: Implications for the diffusion tensor, J. Geophys. Res.105 , 27 447–27 456, 2000.◦ Clem, J., Evenson, P., and Heber, B., Cosmic Electron Gradients in the Inner Heliosphere, Geophys.Res. Lett., in press, 2002.◦ Dalla, S., Balogh, A., Heber, B., and Lopate, C., Further indications of a ∼140 day recurrence inenergetic particle fluxes at 1 and 5 AU from the Sun., J. Geophys. Res. 106 , 5721–5730, 2001.◦ Ferreira, S. E. S., Potgieter, M. S., Burger, R. A., Heber, B., and Fichtner, H., The modulation ofJovian and galactic electrons in the heliosphere. I. Latitudinal transport of a few-MeV electrons, J.Geophys. Res. 106 , 24.979, 2001.◦ Heber, B. and Marsden, R. G., Cosmic Ray Modulation over the Poles at Solar Maximum: Ob-servations., Space Sci. Res. 97 , 309–319, 2001.◦ Heber, B., Keppler, Marsden, E. R. G., Tranquille, C., Blake, B., and Franz, M., The evolution ofthe anomalous cosmic ray oxygen spectra from 1995 to 1998: Ulysses Observations, Space Sci. Res.97 , 363–366, 2001.◦ Heber, B., et al., 3-20 MeV electrons in the inner three-dimensional heliosphere at solar maximum:Ulysses COSPIN/KET observations., Astrophys. J., p. in press, 2002.◦ Heber, B., et al., Ulysses COSPIN/KET observations: Charge sign dependence and spatial gradi-ents during the 1990-2000 A>0 solar magnetic cycle, J. Geophys. Res., in press, 2002.◦ Paularena, K. I., Wang, C., von Steiger, R., and Heber, B., An ICME Observed by Voyager 2 at58 AU and by Ulysses at 5 AU, Geophys. Res. Lett. 28 , 2755+, 2001.


Das Team

Prof. Dr. M.-B. KallenrodeProf. Dr. K. BetzlerE. BondarenkoDr. B. HeberNN (vorauss. ab 01.10.2002 besetzt)E. Wolff (DFG)

Assoziierte Wissenschaftler und Institutionen

Dr. A. Gabriel, Inst. f. Atmospharenphysik, KuhlungsbornProf. Dr. K.-H. Glaßmeier, Uni BraunschweigProf. Dr. H. Luhr, Geoforschungszentrum PotsdamDr. A. Posner, Inst. f. exp. & angew. Physik, Christian-Albrechts Universitat KielDr. J. Vogt, International University BremenDr. M. Witte, Max-Planck Institut fur Aeronomie, Katlenburg-LindauDr. M. von Konig, Inst. f. Umweltphysik, Uni Bremen

ABBILDUNGSVERZEICHNIS 28

Abbildungsverzeichnis

1 Bastille-Day Event: Teilchen und atmospharische Konsequenz . . . . . . . . . . . . . 52 Modellierung energiereiche Teilchen und Ozonabbau . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53 Modellierte und beobachtete atmospharische Konsequenzen einfallender energierei-

cher Teilchen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64 Polkappen und Polarlichtoval . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75 Geomagnetischer Cut-Off in Abhangigkeit von der geomagnetischen Aktivitat . . . . 76 Messung energiereicher Teilchen im Ballon-Experiment . . . . . . . . . . . . . . . . . 97 IANUS Detektorstack und Segmentierung der Detektoren . . . . . . . . . . . . . . . . 128 Details des IANUS Kalorimeters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139 Ansprechvermogen IANUS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1510 Schema der IANUS Elektronik . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1511 IANUS-Box . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1812 Management-Plan fur IANUS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2013 Balkendiagramm Zeitplanung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

Tabellenverzeichnis

1 Spezifikation des Teilcheninstruments IANUS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102 Umweltanforderungen fur IANUS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113 Randbedingungen durch Trager . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114 Energiekanale auf IANUS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145 Gesamtkosten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

Acronyme

EMV elektromagnetische VertraglichkeitGAKS galaktische kosmische StrahlungGLE Ground Level EventISS International Space StationLEV ladungsempfindlicher VorverstarkerPHA PulshohenanalysePIPS Passivated Implanted Planar SiliconSOKS solare kosmische StrahlungTV Thermalvakuum

LITERATUR 29

Literatur

Callis, L.B, R.E. Boughner, D.N. Baker, R.A. Mewaldt, J.B. Blake, R.S. Selesnick, J.R. Cummings,M. Natarajan, G.M. Mason, and J.E. Mazur, 1996: Precipitating electrons: evidence for effects onmesospheric odd nitrogen, Geophys. Res. Lett. 23, 1901

Callis, L.B., M. Natarajan, D.S. Evans, and J.D. Lambeth, 1998: Solar atmospheric coupling byelectrons (SOLACE), 1. Effects of the May 12, 1997 solar event on the middle atmosphere, J.Geophys. Res. 103, 28 405

Chipperfield, M., The TOMCAT offline chemical transport model, 1996

Crutzen, P.J., I.S.A. Isaksen, and G.C. Reid, 1975: Solar proton events: stratospheric sources ofnitric oxide, Science 189, 457.

Davis, A.J. et al., 2001: The evolution of galactic cosmic ray element spectra from solar minimumto solar maximum: ACE measurements Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf., 3971

Ermakov, V.I., G.A. Bazilevskaya, P.E. Pokrevsky, and Y.I. Stozhkov, 1997: Ion balance equationin the atmosphere, J. Geophys. Res. 102, 23413

Galper, A.M., and S.V. Koldashov, 2001: Numerical modeling of cosmic ray penetration into distur-bed magnetosphere of Earth, Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf., 4140–4143

Heath, D.F., A.J. Krueger, and P.J. Crutzen, 1977: Solar proton event: influence on stratosphericozone, Science 197, 886

Hoyth, D.V., and K.H. Schatten, 1997: The role of the Sun in climate change, Oxford UniversityPress, New York

Jackman, C.H., R.D. McPeters, G.J. Labow, C.J. Praderas, and E.L. Fleming, 2001: Measurementsand model predictions of the atmospheric effects due to the July 2000 solar proton event, Geophys.Res. Lett

Kahler, S., and A. Ling, 2001: Comparison of E > 20 MeV proton geomagnetic cutoffs observed onSAMPEX with predictions based on the SEPTR model, Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf., 4060

Kallenrode, M.-B., and E.W. Cliver, 2001a: Rogue SEP events: Observational aspects, Proc. 27thInt. Cosmic Ray Conf., 3314–3317

Kallenrode, M.-B., and E.W. Cliver, 2001b: Rogue SEP events: Modeling, Proc. 27th Int. CosmicRay Conf., 3318–3321

Kinnersley, 1996: Q.J.R. Meteorol. Soc., 122, 219-252

Kunow, H., G. Wibberenz, G. Green, R. Muller-Merllin, M. Witte, J. Fuckner, and A. Popp. 1981:Ein Experiment zur Messung der kosmischen Strahlung an Bord der Sonnensonden Helios 1 und2 (Experiment 6), BMFT-FB-W81-016

Leske, R.A., R.A. Mewaldt, E.C. Stone, and T.T. von Rosenvinge, 2001: Observations of geoma-gnetic cutoff variations during solar energetic particle events and implications for the radiationenvironment at the Space Station, J. Geophys. Res. 106, 30011-30022

Leske, R.A., M.A. Mewaldt, E.C. Stone, and T.T. von Rosenvinge, 1995: Geomagnetic cutofff va-riations during solar energetic particle events – implications for the space station, Proc. 25th Int.Cosmic Ray Conf., 2, 381–384

LITERATUR 30

Levy, E.H., S.P. Duggal, and M.A. Pomerantz, 1976: Adiabatic Fermi acceleration of energeticparticles between converging interplanetary shock waves, J. Geophys. Res. 81, 51

Mason, G.M., J.E. Mazur, M.D. Lopper, and R.A. Mewaldt, 1995: Charge state measurements ofsolar energetic particles observed with SAMPEX, Astrophys. J. 452, 901

Muller-Mellin, R., H. Kunow, V. Fleißner, E. Pehlke, E. Rode, N. Roschmann, C. Scharmberg,H. Sierks, P. Rusznyak, S. McKenna-Lawlor, I. Elendt, J. Sequeiros, D. Meziat, S. Sanchez, J.Medina, L. Del Peral, M. Witte, R. Marsden and J. Henrion, 1995: COSTEP – Comprehensivesuprathermal and energetic particle analyser, Solar Phys. 162, 483–504

Ogliore, R.C., R.A. Mewaldt, R.A. Leske, E.C. Stone, and T.T. von Rosenvinge, 2001: A directmeasurement of the geomagnetic cutoff for cosmic rays at space station latitudes, Proc. 27th Int.Cosmic Ray Conf., 4112

Quack, M., 2001: Wechselwirkung solarer energiereicher Teilchen mit der Atmosphare, Diplomarbeit,Uni Osnabruck

Quack, M., M.-B. Kallenrode, M. von Konig, K. Kunzi, J. Burrows, B.Heber, and E. Wolff, 2001:Ground level events and consequences for stratospheric ozone, Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf.,4023

Reames, D.V., 1999: Particle acceleration at the sun and in the heliosphere, Space Sci. Rev. 90, 413

Reid, G.C., 1986: Solar energetic particles and their effect on the terrestrial environment, in Physicsof the Sun, Vol. III (eds. P.A. Sturrock, T.E. Holzer, D.M. Mihalas, and R.K. Ulrich), Reidel,Dordrecht

Shea, M.A., and D.F. Smart, Solar proton fluxes as a function of the observation location withrespect to the parent solar activity, Adv. Space Res. 17, (4/5)225, 1995a.

Shea, M.A., and D.F. Smart, History of solar proton event observations, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.)39A, 16, 1995b.

Smart, D.F., M.A. Shea, E.O. Fluckiger, A.J. Tylka, and P.R. Boberg, 1999a: Calculated verticalcutoff rigidities for the International Space Station during magnetically active times, Proc. 26thInt. Cosmic Ray Conf. 7, 398–401

Smart, D.F., M.A. Shea, and E.O. Fluckiger, 1999b: Vertical cutoff rigidities for the InternationalSpace Station during magnetically quiet times, Proc. 26th Int. Cosmic Ray Conf. 7, 394–397

Smart, D.F., M.A. Shea, E.O. Fluckiger, A.J. Tylka, and P.B. Boberg, 1999c: Changes in calcu-lated vertical cutoff rigidities at the altitude of the International Space Station as a function ofgeomagnetic activity, Proc. 26th Int. Cosmic Ray Conf. 7, 337–340

Song, P., H.J. Singer, G.J. Siscoe (eds.), 2001: Space Weather, AGU Geophys. Mon. 125, Washington,DC

Struminsky, A., and L. Manohar, 2001: Magnetospheric currents and variations of cutoff rigiditieson October 20, 1989, Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf., 4052–4055

Svensmark, H., 2000: Cosmic rays and earth’s climate, Space Science Rev. 93, 175–185

Vitt, F.M., and C. Jackman, 1996: A comparison of sources of odd nitrogen production from 1974through 1993 in the earth’s middle atmosphere as calculated using a two-dimensional model, J.Geophys. Res. 101, 6729–6739

8 ANHANG: FINANZIERUNGSPLAN 31

8 Anhang: Finanzierungsplan

Tabellarische Ubersichten zum Finanzierungsplan sind am Ende dieses Abschitts angefugt.

8.1 F&E-Auftrage

Im Rahmen des Projektes sind 3 F&E-Auftrage zu vergeben:

• Firma Canberra fur die Entwicklung und Fertigung der Halbleiterdetektoren. Dazu stehen ander Universitat Osnabruck weder die notwendigen technischen noch personellen Ressourcen zurVerfugung. Das Auftragsvolumen von 150 kEuro setzt sich zusammen aus der Entwicklung undFertigung der Masken fur die verschiedenen Detektoren (ca. 35 kEuro) sowie den Detektorenselbst (ca. 115 kEuro).

• Firma NORMA fur die Entwicklung und Fertigung der Analog- und Digitalelektronik. Auchhier stehen im Hause weder die personellen noch technischen Ressourcen zur Verfugung. DasAuftragsvolumen von 295 kEuro umfaßt Entwicklung und Bau von Analog- und Digitalelektro-nik, Datenspeicherung, Spannungsversorgung mit Interface zu Sunrise, Tests der Elektronik,elektromagnetische Vertraglichkeitsprufung (EMV), Testgerat, und In-Flight-Testgenerator.

• Firma IABG fur einen Thermalvakuumtest; die notwendigen technischen Einrichtungen stehenim Hause nicht zur Verfugung, die Kosten betragen ca. 12.5 kEuro (zuzuglich Reisekosten).

Die Kosten wurden in Zusammenarbeit mit den genannten Firmen abgeschatzt.

8.2 Aufschlusselung Investitionsmittel

Die Investitionsmittel im Umfang von 40,5 kEuro umfassen

• Meßplatz fur Langzeittests auf Druckdichtigkeit der Box und Fenster im Umfang von ca. 9.5 kEu-ro bestehend aus Drehschieberpumpe, Rezipent, Regelung und Thermoelement; Firma Ley-bold.

• Meßplatz Langzeittests Detektorleckstrome bestehend aus Hochspannungsversorgung und Mi-kroamperemetern sowie Regelung, ca. 10 kEuro; Firma Canberra.

• Reinkammer zur Gewahrleistung einer staubfreien Arbeitsumgebung bei der Integration desInstruments im Umfang von ca. 21 kEuro; Firma BDK.

Die Kosten wurden auf der Basis von Listenpreisen abgeschatzt.

8.3 Aufschlusselung Sachmittel

Die Sachmittel im Umfang von 4.1 kEuro (Listenpreise) umfassen

# Bezeichnung kEuro1 Beschleunigungssensor inkl. Elektronik 0,352 spez. Seil 0.083 2 Aluminiumblocke je 0,38 0,764 Aluminumblock je 0,12 0,245 Kaptonfolie je 0,11 0,336 Transportbehalter 0,357 Datalogger mit p und T-Sensor 0,258 Druckkostenzuschusse (7 mal) 1,75

8 ANHANG: FINANZIERUNGSPLAN 32

Begrundungen:(1) Beschleunigungstest(2) Beschleunigungstest(3) Material fur Boxmodell und Box(4) Material fur Detektorkafig(5) Eintrittsfenster des Teleskops(6) Transport des Instruments(7) Uberwachung der Umgebungsbedingungen beim Langzeittest der Box(8) fur Excess-Pages und Farbseiten bei Veroffentlichungen z.B. in JGR

Die Reisemittel wurden nach Bundesreisekostengesetz und Erfahrungen aus fruheren Dienstrei-sen abgeschatzt.

8.4 Zusammensetzung Eigenanteil

Der Eigenanteil setzt sich zusammen aus Personalmitteln, geringen Mengen Haushaltsmitteln, sowieden anteiligen Kosten am 2001/2002 beschafften Meßplatz zur Detektorqualifizierung (Gesamtkosten120 kEuro). Der jahrliche Eigenanteil schlusselt sich wie folgt auf:

Bezeichnung kEuro1 PM C3 und 1 PM A15 140.25 wiss. Mitarbeiter BAT IIa 120.5 techn. Mitarbeiter Vc 19Lohnempfanger (Werkstatten) 10Hilfskrafte, Diplomanden 2Mieten 2Bibliothek (anteilig) 5Sachmittel 2Reisemittel 0.8Investitionen (Detektormeßplatz) 20

Die beantragten Personalmittel wurden mit Hilfe des aktuellen AZA-Formblattes ermittelt; derEigenanteil an Personalmitteln wurde anhand der im Merkblatt gegebenen Obergrenzen bestimmt.

ianus - sotere.uni-osnabrueck.de · proposal an das dlr, 12. august 2002 prof. dr. m.-b. kallenrode...

Documents