Status of Neutrino Astronomy: The Quest for Kilometer-Scale Instruments
这是一个（非常）个人的尝试，以总结中微子天文学的现状：它的科学动机，我们对天然水和冰作为粒子探测器的理解，最后是探测器技术。
1997-01-07 astro-ph
High-Energy Neutrino Astronomy
像IceCube这样的千米级中微子探测器是涵盖核和粒子物理学、宇宙学和天文学的发现仪器。他们的多学科任务的例子包括寻找暗物质的粒子性质和空间的其他小维度。最后，他们的概念设计在很大程度上依赖于观测事实，即自然界将质子和光子分别加速到超过10^{20}和10^{13} eV的能量。宇宙射线的联系决定了宇宙中微子流的规模。在这种情况下，我们讨论的第一个结果完成的AMANDA检测器和其扩展，冰立方的范围。类似的实验正在地中海进行。中微子天文学也在向新的方向扩展，努力探测由能量类似于最高能量宇宙射线的中微子引发的空气簇射、声学和无线电信号。
2005-01-26 astro-ph
Proton and Neutrino Extragalactic Astronomy
通过直接测量河外高能辐射源可能发射的质子和中微子通量来研究河外高能辐射源，是最近研制的空气簇射探测器和中微子望远镜今后观测的主要目标之一。在这项工作中，我们讨论了包容的质子和中微子信号的集合在宇宙中的所有来源，从最近的和最亮的对象的解决信号之间的关系。我们还比较了质子和中微子望远镜的灵敏度，并评论了这两个新天文学之间的关系。
2008-08-04 astro-ph
Neutrino astronomy with IceCube and AMANDA
自20世纪90年代初以来，南极一直是世界上第一个冰下切伦科夫中微子望远镜- AMANDA和IceCube的建造地点。AMANDA探测器于2000年完成，其继任者IceCube，一个公里级中微子探测器，于2005年开始建造。IceCube计划于2011年完工。本文将对这些探测器的历史、结构、最新物理结果和潜力进行综述。
2006-11-24 astro-ph
High-Energy Neutrino Astronomy
像IceCube这样的千米级中微子探测器是涵盖核和粒子物理学、宇宙学和天文学的发现仪器。他们的多学科任务的例子包括寻找暗物质的粒子性质和空间的其他小维度。最后，他们的概念设计在很大程度上依赖于观测事实，即自然界将质子和光子加速到分别超过$10^{20}$和$10^{13}$ eV的能量。宇宙射线的联系决定了宇宙中微子流的规模。在这种情况下，我们讨论的第一个结果完成的AMANDA检测器和其扩展，冰立方的范围。类似的实验正在地中海进行。中微子天文学也在向新的方向扩展，努力探测由超EeV中微子引发的空气簇射、声学和无线电信号。
2004-02-03 astro-ph
High-Energy Neutrino Astronomy: from AMANDA to Icecube
像IceCube这样的千米级中微子探测器是涵盖核和粒子物理学、宇宙学和天文学的发现仪器。他们的多学科任务的例子包括寻找暗物质的粒子性质和空间的其他小维度。最后，他们的概念设计在很大程度上依赖于观测事实，即自然界将质子和光子分别加速到超过10^{20}和10^{13} eV的能量。宇宙射线的联系决定了宇宙中微子流的规模。在这种情况下，我们讨论的第一个结果完成的AMANDA检测器和其扩展，冰立方的范围。
2003-10-31 astro-ph
High Energy Neutrino Astronomy - the cosmic-ray connection
几个最高能量宇宙射线起源的模型也预测了显著的中微子通量。这些模型的一个共同点是，它们必须提供足够的能量，以提供宇宙辐射中河外部分所观测到的能量。假设相当数量的能量进入高能中微子，允许对可能预期的中微子信号进行独立于模型的估计。
2000-11-28 astro-ph
Developments in High Energy Neutrino Astronomy
自然界产生能量远高于$10^{20}$ eV的宇宙射线粒子，可能是质子--它们是如何产生的？他们从哪里来的？活跃星系的喷流中产生了能量超过$10^{13}$ eV的伽马射线--这些射线是由高能电子还是质子产生的？伽马射线暴的正确模型是什么？这些只是高能天体物理学中的一些基本问题，需要通过大面积中微子望远镜的观测来回答。
1999-07-27 astro-ph
Neutrino Astronomy at the South Pole: Status of the AMANDA Experiment
AMANDA（Antarctic Muon And Neutrino Detector Array，南极μ子和中微子探测器阵列）是一个位于南极冰盖下的中微子望远镜，其范围是探索探测由强大天体产生的高能宇宙中微子的可能性，其中加速机制可以将质子带到10^20 eV。我们描述了AMANDA-B10原型的成就和结果，以及当前AMANDA-II探测器的初步结果，表明灵敏度大幅提高。将给出IceCube的展望。
2003-06-25 astro-ph
Neutrino astronomy with the MACRO detector
高能伽马射线天文学现在是一个成熟的领域，在该地区已经发现了几个来源，从几个GeV到几个TeV。如果存在涉及强子过程的源，那么光子的产生也会伴随着中微子。其他可能的中微子源可能与星系中心的黑洞中的WIMP湮灭有关。我们提出了一个搜索点样源的结果，使用1100向上的μ子产生的中微子相互作用在下面的岩石和内部的宏探测器在地下格兰萨索实验室。这些数据表明，没有证据表明中微子可能是点状源，也没有证据表明伽马射线暴和中微子之间可能存在关联。它们已被用来设定候选点状源的通量上限，其范围为10^-14-10^-15 cm-2 s-1。
2000-04-07 astro-ph
Neutrino Astronomy at the South Pole: latest Results from AMANDA-II
AMANDA-II是目前收集数据的最大中微子望远镜，其主要目标是寻找高能地外中微子的来源。探测到这样的源可以为超新星遗迹、微类星体、活动星系核或伽马射线暴等宇宙天体中的带电强子加速提供毫无争议的证据。在从点状和非定域源中寻找中微子时，没有发现明显的过量。然而，AMANDA-II显着改进了分析技术，以实现更好的信噪比优化。$^3$千米级的冰立方望远镜将扩大可观测的能量范围，并由于其30倍的有效面积而提高高能中微子搜索的灵敏度。
2006-01-25 astro-ph
Multi-Messenger Astronomy: Cosmic Rays, Gamma-Rays, and Neutrinos
虽然宇宙射线在一个世纪前就被发现了，但我们不知道它们是在哪里以及如何被加速的。天文学中最古老的问题将很快通过雄心勃勃的实验得到解决，这是一个现实的希望：面积为10，000平方米的空气簇射阵列，空气切伦科夫望远镜阵列和千米级中微子观测站。他们的前辈正在创造科学。我们将回顾亮点：- 宇宙射线：最高能量粒子和GZK截止，宇宙加速器的搜索和天鹅座区域，自上而下的机制：光子与质子？- TeV能量的伽马射线：耀变体，分子云如何揭示质子束，漫射红外背景的第一个暗示？- 中微子：建造更大规模天文台技术的初步结果和概念验证。
2003-02-24 astro-ph
High Energy Neutrino Astronomy: The Experimental Road
未来十年将是高能中微子天体物理学特别激动人心的十年。TeV和PeV能量的前沿目前正在通过在开放水域或冰上建造的大型可扩展阵列来解决。正在并行设计专门用于记录PeV-EeV能量中微子相互作用的声学、无线电、荧光或空气簇射特征的探测器。在未来十年中，从TeV到EeV能量的中微子灵敏度可能会提高2到3个数量级。本报告回顾了探测器的方法、现状和前景，并概述了实验进展情况。
2003-03-04 astro-ph
Perspectives of High Energy Neutrino Astronomy
本文讨论了利用计划中的km ~ 3望远镜观测高能天体物理中微子流的前景。根据对GeV和TeV的伽马射线以及超高能宇宙射线的观测，有可能作出有充分动机的预测，表明发现这种通量是可能的。然而，这些预测的范围是广泛的，并且在高能宇宙中非常重要的“中微子窗口”的打开并不能保证探测器的当前设计。因此，使用相同的（水/冰切伦科夫）或替代（声学/无线电）技术来扩大探测器接受度的问题至关重要。
2006-05-21 astro-ph
Neutrino induced showering from the Earth
超高能，UHE，中微子天文学应该很快就能测试到地球。目前，高能中微子天文学的研究主要是由AMANDA、ANTARES等地下探测器进行的，寻找由此产生的独特的μ子次级径迹。我们建议一个更高能量的Tau中微子天文学的基础上水平和向上的Tau空气簇射逃离地球。这些Tau空气簇射极大地放大了单个Tau轨道，通过大量的次级尾巴（数十亿电子对，伽马和数千万μ子束）分布在巨大的区域（公里大小），很容易从高山，气球或卫星阵列探测器观察到（甚至部分）。这种新中微子UPTAUs或HORTAUs（向上或水平的Tau空气簇射）天文学的可能早期证据可能已经在罕见的BATSE伽马记录中发现了短暂的向上伽马簇射，称为地球伽马闪光（TGF）。TGF的功能，能量和到达集群很好地调整到向上的tau空气阵雨。中微子Tau天文学的未来确认必须在EUSO等探测器中找到，寻找向上水平的空气簇射事件：如果EUSO的阈值达到10^{19} eV或更低的能量，通过扩大其望远镜尺寸，甚至可以观察到最小的，有保证的GZK中微子通量
2003-12-27 astro-ph
High Energy Neutrino Astronomy: Status and Perspectives
2008年是高能中微子望远镜发展的重要一年。南极的IceCube已经部署了计划中的80根弦中的40根，并达到了半立方公里的仪器体积，在地中海的“第一阶段”中微子望远镜ANTARES已经完成，并使用12根弦进行数据采集。未来几年将是打开高能宇宙中微子窗口的关键之年。冰立方目前正在进入一个具有现实发现潜力的地区。IceCube的早期发现（或非发现）将强烈影响北方同等的KM3NeT的设计和估计发现机会。根据理论估计，立方千米望远镜可能只是粗略地发现了一些区域。因此，目前计划中的探测器的灵敏度应该大大超过IceCube。
2008-11-28 astro-ph
Ultra High Energy Particle Astronomy, Neutrino Masses and Tau Airshowers
超高能（UHE）中微子天文学和遗迹中微子质量可能在解决Z-簇射模型中的超高能宇宙线（UHECR）难题中发挥关键作用。由UHE中微子在物质中产生的Tau空气簇射可能探测和放大这种预期的UHE中微子天文学。即将到来的和水平的tau空气阵雨（UPTAUs，HORTAUs）的发现，由UHE产生，nu_tau在山脉链内或沿着地平线边缘的地壳冠块相互作用，将大大放大单一的UHE nu_tau轨道。从更高的气球或卫星上沿它们的簇射线观测UPTAU和HORTAU，其格瑞森-扎采平-库兹明（GZK）能量高于10^19 eV，可以测试出超过150 km^3（水当量）的量热计质量。EUSO对水平簇射的观测将探测在大于2360 km^3的巨大陆地体积中产生的更大的环区域。这些最高的GZK能量nu_tau天文学被很好地调整以测试GZK Z-淋浴模型中所需的丰富nu通量，其中ZeV（高于10^21 eV）超高能中微子撞击热暗物质晕中的残余光（接近0.1-3 eV质量）反中微子，产生增强的UHE Z玻色子。它们在飞行中的核子衰变可能是在地球大气中第二次观测到的。广泛的EUSO接受可以很容易地测试Z-簇射通量以及GZK中微子在其最小的授予通量。BATSE卫星在过去十年中观测到的罕见（78）即将发生的地面伽马闪光也可能是这种UPTAU和HORTAU的痕迹。
2003-08-19 astro-ph
Neutrino Astronomy with the IceCube Observatory and Implications for Astroparticle Physics
冰立方天文台是目前正在南极建造的一座千米^3中微子望远镜。它将包括4800个光学传感器，部署在冰面下1450米至2450米的80个垂直字符串上。目前，IceCube正在使用40个字符串（即2400个光学传感器）来记录数据。冰立方天文台将收集前所未有数量的高能中微子，这将使我们能够继续研究大气中微子通量，并寻找中微子的地外来源，无论是点状的还是未解决的。冰立方的结果将对中微子天体物理学产生重要影响，特别是如果与其他宇宙信使（如伽马射线或超高能宇宙射线）的观测相结合。它们还可能揭示出超高能宇宙射线起源的线索。在这里，我们报告的结果，从AMANDA和最新的结果，从前22串冰立方。
2008-12-20 astro-ph
Neutrino Astronomy beyond and beneath the Horizons
地球对宇宙射线的阴影提供了一个窗口，在地平线边缘的τ中微子天文学。倾斜和水平C.R.阵雨（70 °-90 °天顶角）产生的次级（γ，e）主要受高气柱大气深度的抑制。簇射的切伦科夫光子被空气不透明度稀释和过滤，但次级穿透，μ子对和它们衰变成电子对，恢复了额外的切伦科夫闪光灯。大多数最大的GeVs伽马望远镜都可以探测到这样的UHECR水平簇射。到达角和柱深度、簇射形状、定时可以告知高度相互作用和主要UHECR组成。在更大的天顶角（90 ° ~ 99 °）下，更罕见的上行簇射被μ介子（以及电磁）束追踪，这将提供在PeVs-EeVs能量下的掠地球中微子、τ中微子和反τ中微子的证据。它们的速率可以与6.3PeV的反中微子电子诱导的空气簇射相媲美，该空气簇射起源于插入的大气层中，通过W^-共振在希霍夫峰。额外的和互补的UHE超对称中性伴子或Staus可能会燃烧。它们的性质可能会被立体望远镜阵列解开。魔术和赫斯望远镜在目前的设置可能已经相当于AMANDA地下中微子探测器。这样的望远镜指向活动源（活动星系核、BL Lac天体、伽玛暴或SGR闪耀的微类星体喷流以及SNRs）的视界时，确实在这些方向上经历了相当于一立方千米水团的气团。因此，水平簇射已经是中微子天文学最敏感的窗口，可能指向AGN，GRB或SGR事件。
2005-05-21 astro-ph
High-Energy Gamma and Neutrino Astronomy
概述了高能伽马射线和中微子天文学，强调这两个领域之间的联系。随着几个新的大型探测器刚刚投入使用，TeV伽马射线和中微子天空将很快以前所未有的灵敏度进行调查。
1997-02-05 astro-ph hep-ph
Implications of Particle Acceleration in Active Galactic Nuclei for Cosmic Rays and High Energy Neutrino Astronomy
本文研究了射电静活动星系核（AGN）和射电强活动星系核中心区高能中微子和宇宙射线的产生。我们使用的模型中，质子加速发生在一个冲击的吸积流到一个超大质量黑洞，并遵循级联的结果，从加速质子的相互作用在AGN环境。我们利用这些结果估算了活动星系核产生的弥散高能中微子强度和宇宙线强度。我们讨论了我们的结果的背景下，正在建设的高能中微子望远镜，和宇宙射线的组成在该地区的"膝盖“的能谱在$\sim 10^7$ GeV的测量。
1994-05-10 astro-ph
Status of neutrino astronomy
天体物理中微子可以在带电宇宙射线与周围光子场或重子场的质子相互作用中产生。宇宙射线每天都在气球、卫星和空气簇射实验中被观测到，从低于1 e9 eV到宏观能量1 e21 eV。从那时起，人们就对不同的光子场进行了观测，今天的探测范围从无线电波长到TeV范围内的高能光子。现在中微子天文学家的首要问题是，哪些来源提供了有效的质子加速与足够高的光子场或重子靶的组合，以产生足够高的中微子通量，超过大气中微子的背景。到目前为止，只有两个被证实的天体物理中微子源：太阳和超新星1987 A发射和发射的中微子能量为MeV。大型地下切伦科夫望远镜（如IceCube和KM 3 NeT）的目标是探测能量超过100 GeV的中微子。本文介绍了最有希望的河外源--伽马射线暴和活动星系核的中微子通量模拟的最新进展。
2008-11-05 astro-ph
Neutrino Astronomy at the South Pole
冰立方目前正在南极下面的冰川冰深处建造。在建造的第二年，它已经比它的前身AMANDA更大了。AMANDA继续作为独立的探测器收集高能中微子和μ子数据，直到它与IceCube集成。在介绍了这两个探测器，最近的结果从AMANDA和IceCube的状态报告。
2006-07-01 astro-ph
High Energy Neutrino Astronomy: Towards Kilometer-Scale Detectors
在所有的高能粒子中，只有中微子可以直接从宇宙边缘传递天文信息-从最灾难性的高能过程的深处。中微子在高能碰撞中大量产生，以光速传播，不会被磁场偏转，满足天文学的基本要求。它们的独特优势来自于一个基本性质：它们只受最弱的自然力（除了引力）的影响，因此在它们从起源到我们之间的宇宙学距离中基本上不被吸收。由于物质的吸收和我们与光源之间的辐射，在电磁波谱的所有波长上，天体物理学的许多未解之谜都可能被我们所忽视。例如，形成恒星和星系中心引擎的热致密区域对光子是不透明的。在其他情况下，如超新星遗迹、伽马射线爆发和活动星系，所有这些都可能涉及致密物体或核心的黑洞，从其表面区域出现的高能光子的精确起源是不确定的。因此，通过各种观测窗口获得的数据-特别是通过中微子的直接观测-可能是至关重要的。在这次演讲中，高能中微子天文学的科学目标和水和冰切伦科夫探测器的技术方面进行了研究，并探讨了未来的实验可能性，包括一个方形的深冰中微子望远镜。
2001-03-13 astro-ph
Lectures on High-Energy Neutrino Astronomy
像IceCube这样的千米级中微子探测器是覆盖核物理和粒子物理、宇宙学和天文学的发现仪器。他们的多学科任务的例子包括寻找暗物质的粒子性质和空间的其他小维度。在这些讲座中，我们讨论了宇宙中微子的性质及其来源，对更大规模探测器的需求以及当前探测器的现状和方法。
2005-06-10 astro-ph hep-ph
High-Energy Neutrino Astronomy: Opportunities For Particle Physics
在这篇文章中，在克拉科夫主显节会议上的天体粒子物理的基础上，我讨论了高能和超高能中微子天文学在探测粒子物理学超越标准模型提供的一些机会。在对当前和下一代实验进行简短总结之后，我回顾了高能中微子相互作用观测、粒子暗物质搜索以及绝对中微子质量、寿命和伪狄拉克质量分裂测量的前景。
2004-01-21 astro-ph hep-ph
Measurement of acoustic properties of South Pole ice for neutrino astronomy
南极冰被预测为声学中微子探测的最佳介质。此外，冰是唯一的介质，其中所有三种稠密介质检测方法（光学，无线电和声学）可以用来监测相同的相互作用体积。在两种方法之间的重合检测事件允许显着的背景拒绝的信心，这是必要的研究罕见的GZK中微子。2007年和2008年，南极声学测试装置（SPATS）作为与冰立方实验相关的研究和开发项目安装。SPATS的目的是测量南极冰的声学特性，以确定未来大型混合阵列的可行性。SPATS的部署和性能的描述，是第一个结果和工作进展的声速，背景噪声和衰减。
2008-11-07 astro-ph
The Particle Physics Reach of High-Energy Neutrino Astronomy
我们讨论了高能中微子天文学的前景，研究粒子物理学的能量制度可比和超越，可在当前和计划中的对撞机。我们描述了各种签名的高能宇宙中微子预期在中微子望远镜和空气淋浴实验，并讨论这些测量的理论模型与量子引力或弦尺度附近的TeV，超对称性和情景与电弱子引起的相互作用的背景下。我们试图进入这些实验的粒子物理范围。
2004-10-29 astro-ph hep-ph
On the Prospects of Tau Neutrino Astronomy in Gev Energies and Beyond
我们指出的机会，τ中微子天文学的中微子能量的顺序为10 GeV至10 $^{3}$ GeV。在这个能量范围内，它表明，在背景大气中微子通量的味道依赖导致天体物理学μ中微子和天体物理学τ中微子的观测之间的截然不同的前景。以银河面中微子通量为目标的天体物理源，我们发现，银河面τ中微子通量占主导地位的大气τ中微子通量的中微子能量超过10 GeV。因此，银河平面原则上可以通过能量大于10 GeV的τ中微子看到。与此形成鲜明对比的是，银河平面μ介子中微子通量被其大气背景淹没，直到能量达到$10^{6}$ GeV。
2005-05-30 astro-ph hep-ph
The masses of active neutrinos in the nuMSM from X-ray astronomy
在标准模型的一个扩展中，三个相对较轻的右手中微子（nuMSM模型），暗物质粒子的作用由最轻的无菌中微子扮演。我们表明，河外X射线背景的观测允许把一个强大的上限上的最轻的活性中微子的质量和预测的质量的绝对值的两个较重的活性中微子在nuMSM，只要暗物质无菌中微子的质量大于1.8 keV。
2006-01-12 astro-ph hep-ph
High Energy Neutrino Astronomy: WIN 99
虽然高能中微子天文学是一门多学科的科学，但由于最近的天文观测揭示了γ射线暴作为宇宙粒子加速器的潜力，γ射线暴已成为理论研究的焦点。这聚光灯是共享的高能量望远镜观察振荡大气中微子的潜力的调查。Superkamiokande的结果将大气中微子从校准工具和天文学背景提升到了确认中微子质量证据的机会。然而，随着第一代贝加尔和AMANDA探测器的完成，亮点主要集中在实验方面。来自贝加尔湖探测器的中微子信号预示着地中海的一系列活动。完成的AMANDA望远镜在这次会议上宣布了第一束光，实际上是中微子。
1999-04-16 astro-ph hep-ex hep-ph
The Evolution of Neutrino Astronomy
中微子天文学是如何发展的？对于今天开始新的观测冒险的天文学家和物理学家来说，有没有什么有用的经验教训？我们回答第一个问题;读者可以决定是否有任何有用的相似之处，为其他领域。
2000-04-08 astro-ph hep-ex hep-ph
Ultra High Energy Cosmic Rays, Z-Shower and Neutrino Astronomy by Horizontal-Upward Tau Air-Showers
超高宇宙射线（UHECR）天文学可能与原初中微子天文学相关：事实上，任何远BL Lac喷流或GRB，位于宇宙边缘的UHECR源，都可以在UHE ZeV高能中微子原初的帮助下发送信号，克服严重的GZK截止。这些UHE中微子散射的遗迹轻的（在广泛的热本地群体光环上传播）可能会微调：E_（nu）=（M_Z）^2/m_（nu）= 4 10^（22）eV *（（0.1eV）/m_（nu）），将观测到的轻中微子质量与UHECR谱结合起来，导致热暗晕中的相对论性Z-簇射（e几十Mpc宽），其最终的核成分追踪地球上的UHECR事件。因此，UHECR（不再具有体积GZK约束）可以指向远BL Lac源。这种Z-爆发（Z-簇射）模型需要大的中微子通量。即使自然界不遵循目前的Z模型，UHECR在被大爆炸辐射切断的同时，也必须产生最小的UHE中微子通量，即GZK中微子秒。由于这两个原因，UHE中微子天文学必须在地球上进行测试。最低高能天文学是由AMANDA，ANTARES地下探测器通过μ子轨道搜索的。我们建议一个补充的更高能量的中微子τ天文诱导水平和向上的τ空气簇射。这种新中微子UPTAUs（PeVs能量的向上Tau阵雨）天文学的早期证据可能是在向上地球伽马闪光的BATSE记录中。未来的信号必须在EUSO这样的探测器中找到，寻找向上水平事件：事实上，如果EUSO的阈值通过扩大望远镜尺寸达到10^（19）eV…
2003-06-24 astro-ph gr-qc hep-ph
Air-Showers in Space and Z-Showers in Universe for Neutrino Astronomy and Spectroscopy
在PeV-EeV能区，视界放大的Tau气簇可能为中微子天文学打开一扇新的强有力的窗口。中微子诱导的空气阵雨天文学的兴起是因为中微子质量，它们的混合以及随后在中微子飞行到太空中时τ味道的补充;逃离地球的τ空气阵雨是被数百万μ子，数十亿伽马和数千亿光子秒放大的主要痕迹。地球的边缘及其锐利的阴影是UHE中微子的巨大束流收集器，也是tau空气簇射（以及PeV反中微子电子通过共振相互作用散射到空气电子上）的几乎无噪声的屏幕。冠状阵列探测器的水平切伦科夫信号的山区，气球和卫星扩大立体角的看法正在制定;深和广泛的山谷考虑。对于EeV Tau中微子空气簇射天文学来说，向下指向地面的MAGIC望远镜充当了一个巨大的数十km^3水当量探测器，使其成为（在给定方向上）目前PeV上最强大的专用中微子望远镜。面对海边缘的MAGIC也必须显示镜像向下的UHECR空气簇射（切伦科夫）闪光。魔冠系统可能在不久的将来导致最大的中微子探测器。它们可能位于山顶，飞机或气球上，或卫星阵列中。它们可能在深谷中被遮蔽。山顶上的MILAGRO（以及过去的MILAGRITO或未来更大的探测器）可能已经隐藏了水平向上的μ介子束的记录，这是由于远UHECR和EeV的τ空气簇射（但更罕见）。UHE中微子也可能散射在残留的轻中微子（0.1-0.2 eV）上，以ZeV能量的宇宙射线在宇宙中淋浴。
2006-07-24 astro-ph hep-ph
Tau Neutrino Astronomy in GeV Energies
我们指出了中微子能量E在10 GeV到10^3 GeV之间的τ中微子天文学的机会。在这个能量范围内，内禀τ中微子的产生相对于内禀μ中微子的产生被抑制。因此，任何相当大的τ中微子通量都可能仅仅由于ν_μ \to ν_τ中微子振荡而产生。结果表明，在存在中微子振荡的情况下，考虑背景大气中微子流中的中微子味依赖性，将导致天体物理学μ中微子和天体物理学τ中微子观测的截然不同的前景。以银河面中微子流为目标天体物理源，我们发现，当能量大于10GeV时，银河面τ中微子流占主导地位。因此，至少原则上可以通过能量略大于10 GeV的τ中微子看到银河平面。与此形成鲜明对比的是，在E > 10^6 GeV之前，银河平面的μ介子中微子通量被其大气背景所淹没。
2005-05-09 astro-ph hep-ex hep-ph
Neutrino astronomy and gamma-ray bursts
建造大体积的高能量（>1 TeV）中微子探测器主要是为了寻找银河系外的中微子源。这种源的存在是由超高能（>10^{19} eV）宇宙射线的观测所暗示的，其起源是一个谜。在这次演讲中，我简要地讨论了预期的银河系外中微子信号和实验工作的现状。本文详细讨论了伽马射线暴（GRB）的中微子辐射，GRB可能是高能质子和中微子的来源。预测的伽玛射线暴中微子信号的检测，这可能在未来几年内成为可能，将使人们能够确定超高能宇宙射线的来源，并解决与伽玛射线暴模型的基础物理有关的悬而未决的问题。此外，伽玛射线暴中微子的探测将使人们能够测试中微子的性质（例如味道振荡和与重力的耦合），其精度比目前可能的精度高出许多数量级。
2007-01-07 astro-ph hep-ph
High-energy Neutrino Astronomy: The Cosmic Ray Connection
这是一个中微子天文学的评论锚定的观测事实，自然加速质子和光子的能量超过$10^{20}$和$10^{13}$ eV，分别。虽然宇宙射线的发现可以追溯到近一个世纪以前，但我们不知道它们是如何以及在哪里被加速的。基本粒子物理学规定了它们能量的普遍上限为$5\times10^{19}$ eV，即所谓的格瑞森-库兹明-扎采平截止值;然而，所有实验都观测到了超过这个能量的粒子，这给宇宙线之谜又增加了一个谜团。神秘是进步的沃土：我们将回顾事实以及对来源的猜测，包括伽马射线暴，耀变体和自上而下的场景。重要的结论是，无论源的具体蓝图如何，都需要一个更大规模的中微子观测站来探测与最高能量的宇宙射线和伽马射线相关的中微子束。我们还简要回顾了正在进行的努力，委托这种仪器。
2002-07-08 astro-ph hep-ph
High-energy Neutrino Astronomy: Science and First Results
我们介绍中微子天文学从观测事实，自然加速质子和光子的能量超过10^{20}和10^{13} eV，分别。虽然宇宙射线的发现可以追溯到一个世纪以前，但我们不知道它们是如何以及在哪里被加速的。我们审查的意见，以及猜测的来源。在这些伽马射线暴和活动星系代表动机良好的猜测，因为它们也是最高能量的伽玛射线源，观测到的发射高达20 TeV，可能更高。我们讨论了为什么宇宙加速器被认为是产生与最高能量的宇宙射线相关的中微子束的宇宙束场。宇宙线源可以通过多种机制产生能量从MeV到EeV的中微子。重要的结论是，无论源的具体蓝图如何，都需要一个更大规模的中微子观测站来探测与最高能量的宇宙射线和伽马射线相关的中微子束。南极的AMANDA探测器已经确定了调试这种仪器的技术。我们回顾了它的性能，并收集了数千个中微子，它的第一个科学成果。
2003-01-08 astro-ph hep-ph
Cherenkov Flashes and Fluorescence Flares on Telescopes: New lights on UHECR Spectroscopy while unveiling Neutrinos Astronomy
切伦科夫望远镜（如魔术，赫斯和真理），而指向水平也应揭示附近的下行空气淋浴的荧光耀斑尾巴。这种空气簇射，出生在较高的高度（几十公里），正在增长和扩展到最低的大气层（EeVs）或更高的（几公里）配额（PeVs）。反之亦然，正如人们所预见的，而且只是最近才观察到的那样，情况正好相反。用于UHECR探测的荧光望远镜可以由倾斜的切伦科夫光照亮。地磁分裂可能标记的能量，以及倾斜的淋浴足迹，看到在最近的一个特殊的事件在Auger。额外的立体探测可以定义事件起源的距离和随之而来的主要成分，扩展我们对UHECR成分的理解，同时揭示一个新的τ中微子天文学。
2007-10-31 astro-ph hep-ph
High Energy Cosmic Neutrinos
虽然高能中微子探测的一般原理已经被理解了很多年，但合适的探测器位置的深处，偏远的地理位置对实验人员的创造力提出了挑战，他们面临着不寻常的部署，校准和鲁棒性问题。两个高能中微子计划（贝加尔湖和AMANDA）正在运作，期望迎来一个多信使天文学的时代，两个地中海计划已经取得了令人印象深刻的进展。这些探测器被优化为探测能量在1-10 TeV量级的中微子，尽管它们能够探测能量在数十MeV到大于PeV的中微子。本文概述了跨学科的科学议程，其中跨越天文学，粒子物理学和宇宙射线物理学领域，并描述了正在进行的世界范围内的实验计划，以实现这些目标。
1999-03-31 astro-ph
The Rise of High Energy Neutrino Astronomy at Horizon
高能中微子天文学的能量窗口可能由一个新的向上和水平的Tau空气簇射（UpTaus，HorTaus）探测器（反射器和光学阵列）统治，该探测器位于高山链之外几公里处，或者位于高山链的顶部上方，或者在飞机上飞行，在彗星上和彗星上向下朝向地壳地平线。当向下看地球寻找向上和水平的Tau空气簇射时，相同的光学探测器可能经常捕获由向下的簇射宇宙射线反射或散射的宇宙射线切伦科夫光，这些宇宙射线击中地球土壤（海洋，湖泊，冰地，沙漠或地面）。这些新的探测器可能会被建立为一个圆形的混合冠状阵列，在高配额面对地平线与目前最大的望远镜，如魔术或夏隆或ASHRA的，如果能够看到地球边缘以下。UpTaus和HorTau天文学在10^15 eV到10^19 eV的能量窗口可以测试Z-爆发中微子模型中最大的初级中微子通量，以解决GZK难题，甚至是较小但不可避免的GZK中微子通量。这些HorTus信号很可能在未来的EUSO实验中被观察到。
2003-07-28 astro-ph hep-ph nucl-th
Astroparticle Physics with High Energy Neutrinos: from AMANDA to IceCube
像IceCube这样的千米级中微子探测器是涵盖核和粒子物理学、宇宙学和天文学的发现仪器。他们的多学科任务的例子包括寻找暗物质的粒子性质和空间的其他小维度。最后，他们的概念设计在很大程度上依赖于观测事实，即自然产生的质子和光子的能量分别超过$10^{20}$ \，eV和$10^{13}$ \，eV。大自然在哪里以及如何加速最高能量的宇宙粒子的谜题在发现它们近一个世纪后仍未解决。宇宙射线的联系决定了宇宙中微子流的规模。在这种情况下，我们讨论了完成的AMANDA探测器的第一批结果及其扩展的科学范围，IceCube。类似的实验正在地中海进行。中微子天文学也在向新的方向扩展，努力探测由超EeV中微子引发的空气簇射、声学和无线电信号。这篇评论的大纲如下：引言为什么是千米级探测器？与最高能量宇宙射线有关的宇宙中微子高能中微子望远镜：中微子探测方法高能中微子望远镜：现状
2006-02-06 astro-ph
In situ radioglaciological measurements near Taylor Dome, Antarctica and implications for UHE neutrino astronomy
中微子-冰碰撞产生的切伦科夫辐射的无线电波探测需要了解冷极地冰的射频（RF）响应。本文报道了2006年12月6日至16日在南极泰勒穹站以北约10 km处进行的一系列射电冰川测量结果。使用从以下位置广播的RF信号：a）一个内冰盘锥，浸没到100米的深度，并向一个表面双极化喇叭接收器广播，以及b）一个在表面上的双极化喇叭天线，发射从下面的床反射并向上返回到表面接收器的信号，我们已经对复冰介电常数的实部（折射率）和虚部（衰减长度）进行了时域估计。我们还测量了冰响应沿水平面内两个正交轴的均匀性。我们观察到一个波速不对称的顺序为0.1%，投影到垂直传播轴上，与以前的一些测量结果一致，但略低于别人。
2008-10-07 astro-ph
Cosmic Rays Astrophysics and Neutrino Astronomy beyond and beneath the Horizons
现代地面切伦科夫望远镜和阵列闪烁器面对地平线可能很快揭示远宇宙射线或更近的PeVs-EeVs中微子雨天文学。事实上，导致水平簇射的UHE中微子在空气中的相互作用可能通过几个渠道发生：主要的共振渠道，带电核相互作用和中性电流事件。中微子-核子事件也发生类似的事件。这些相互作用在远视界产生强子或电磁簇射，以及它们相关的二次切伦科夫闪光。在地球内部，类似的相互作用正在产生水平但向上的超相对论τ，其在飞行中的衰变是τ空气阵雨的来源（Uptaus和HorTaus）;水平Tau空气淋浴器很少（一到两个数量级）的最高山脉在地平线上增强，如在AUGER实验网站;他们的强子或电磁痕迹优先在PeV-EeV的能量;它们的径迹被它们的μ子-γ束放大，μ子-γ束的信号高于随机噪声，并且在时间重合时被切伦科夫闪光更好地解纠缠。在几十PeVs-EeV能量下，更奇特的UHE超对称相互作用可能会在地平线上闪耀。无论如何，PeVs-EeV能量的普通高能宇宙射线必须在视界处的类魔法切伦科夫望远镜中追踪它们的存在。目前面对地平线的魔术望远镜，在相同的时间内，几乎可以与阿曼达地下中微子探测器相媲美。
2005-02-01 astro-ph hep-ex hep-ph
High energy neutrino astronomy using upward-going muons in Super-Kamiokande-I
我们提出的结果，从几个研究用于寻找天体物理源的高能中微子使用超级神冈-I（1996年4月至2001年7月）中微子诱导的上行μ子数据。该数据集由2359个最小能量为1.6 GeV的事件组成，其中1892个是通过的，467个在探测器内停止。几个独立的分析的结果，包括搜索点源使用方向和时间信息和宇宙射线相互作用的签名与星际介质在向上的μ子搜索。没有发现点源或任何来自星系平面的扩散通量的统计学显著证据，因此计算了可能的点源通量的具体限制。90% C. L。对于位于南半球且始终位于视界之下的超级神冈，其上行μ介子通量的上限为1~ 4 × 10 ^{-15} cm^{-2} s^{-1}。
2006-07-26 astro-ph hep-ex
High-energy cosmic-ray nuclei from high- and low-luminosity gamma-ray bursts and implications for multi-messenger astronomy
伽马射线暴（GRB）是超高能（约10^18.5 eV）宇宙射线（UHECR）源的候选源之一。利用Geant 4研究了伽玛暴中包含重核的高能宇宙线加速，并讨论了它的各种意义，同时考虑了高光度（HL）和低光度（LL）伽玛暴.这是因为如果LL伽玛暴形成一个独特的种群，它们也可能对观测到的UHECR通量做出重大贡献。我们表明，不仅质子，而且更重的核可以加速到超高能量的内部，（外部）反向和正向冲击模型。我们还表明，超高能重核，如铁的生存条件几乎是相同的约TeV的伽马射线从源逃逸，并为高能量中微子不会产生太多。中微子和GeV-TeV伽马射线望远镜，如IceCube和KM 3 Net，GLAST和MAGIC的多信使天文学将是重要的，看看GRB是否可以成为超高能重核的加速器。我们还展示了高能中微子和伽马射线的预期光谱，并讨论了它们的可探测性。此外，我们还讨论了GRB-UHECR假说的含义。我们指出，由于HL-GRB和LL-GRB的数密度差别很大，因此用UHECR观测确定它们的数密度也是很重要的。
2008-05-27 astro-ph
Planet-sized Detectors for Ultra-high Energy Neutrinos & Cosmic Rays
银河系外天文学的光子在~0.1 PeV处结束，但我们知道还有超过70年的能量的天体物理来源。为了探测宇宙中最高的能量源和粒子，需要新的信使，如中微子和具有行星大小面积的探测器。本说明提供了一个可能性的一瞥。
2004-11-17 astro-ph
Neutrinos as astrophysical probes
这些笔记的目的是提供一个简短的评论中微子天文学的主题，特别是从核心坍缩超新星的中微子。他们是针对一个好奇的读者，开始在一个多学科领域的工作，涉及实验中微子物理学，天体物理学，核物理学和粒子物理现象学。在介绍了中微子天文学的研究方法和目标之后，我们重点讨论了最有希望的中微子天体物理源之一的核塌缩超新星。第一部分几乎是以故事的形式组织的，最后一部分更具技术性。我们讨论的味道振荡的超新星中微子信号的影响（=的角度变化，由于最近的成就），并考虑一个具体的例子，详细的信号。这表明振荡的影响是重要的，但天体物理学的不确定性应被认为是正确解释未来实验数据的基本系统学。三个附录证实了文本与进一步的细节和一些基本的风味振荡，但没有尝试一个完整的书目调查（在实践中，我们选择了一些参考，我们认为是有用的“现代”介绍的主题。我们建议使用公共数据库进行论文（如SPIRES或NASA/ESO）或实验（如SPIRES或PaNAGIC）以获得更完整的信息）。
2003-11-11 astro-ph
Probing Exotic Physics With Cosmic Neutrinos
传统上，对撞机实验一直是寻找标准模型之外的粒子物理学的主要工具。在这次演讲中，我将讨论利用高能和超高能宇宙中微子探索奇异物理场景的替代方法。这样的中微子可以用来研究能量更高、基线更长的相互作用，而不是对撞机。这样，中微子天文学可以提供一个窗口，进入基础物理学，这是高度互补的对撞机技术。我将讨论中微子天文学在基础物理学中的作用，考虑在研究几个特定的情况下，包括低尺度重力模型，标准模型电弱瞬子诱导的相互作用，衰变中微子和量子退相干等技术的使用。
2005-10-07 astro-ph hep-ph
A Note on High Energy Neutrinos from AGN Cores
考虑到新物理和天文学的发展，我对Stecker，Done，Salamon和Sommers的活动星系核模型给出了一个修正的高能中微子流率
2005-10-26 astro-ph hep-ph
Neutrino Astronomy and Cosmic Rays Spectroscopy at Horizons
一个新的空气淋浴物理学可能在未来几年内在地平线上崛起，在不同的角度和高度提供一个微调过滤宇宙射线天体物理学和一个向上中微子诱导的空气淋浴天文学。这种机会的出现大部分是因为中微子质量，它们的混合以及在太空飞行期间最稀有的tau味道的补充。水平大气作为高能宇宙射线（CR）的过滤器，作为超高能中微子（UHE）的束流收集器，以及其广泛的簇射区作为大气中τ衰变的强大放大器。地球的尖锐阴影扮演着巨大的UHE中微子探测器体积和即将到来的EeVs tau空气簇射（以及PeVs反中微子电子空气相互作用）的无噪声屏幕的角色。Tau Airshower的项目正在山顶或悬崖边缘发展。夏威夷的ASHRA和犹他州的CRNTN正在跟踪荧光，而其他关于山上、气球和卫星上的皇冠阵列探测器的新项目则是针对切伦科夫灯进行的。面对安第斯山脉边缘的AUGER探测器和位于深谷内的ARGO探测器正在测试倾斜的簇射; MILAGRO（和MILAGRITO）可能由来自地球边缘的水平向上的μ介子束触发; HIRES和AUGER UHECR探测器沿其轴线连接双阵列望远镜，可能测试水平的切伦科夫炽热光子。MAGIC望远镜（赫斯望远镜、Veritas望远镜）和沙伦望远镜可能已经像是一个探测器，只探测到了少数几个PeV和微中子共振事件; MAGIC望远镜向下指向地面，相当于一个巨大的数十立方千米的探测器，使其成为最灵敏的专用中微子望远镜。面…
2006-07-24 astro-ph gr-qc hep-ph
Astrophysical sources of high energy neutrinos
几个高能量，>100 GeV的中微子望远镜目前正在运行或正在建设中。他们的主要动机是将中微子天文学的视野扩展到宇宙学尺度。我们表明，一般的，模型独立的，参数意味着1 Gton探测器需要检测宇宙高能中微子源。预测模型的一些领先的候选来源，伽马射线暴和微类星体，进行了讨论，什么可以从中微子观测的问题得到解决。
2002-11-15 astro-ph hep-ph
Muon and Gamma Bundles tracing Up-going Tau Neutrino Astronomy
向上和水平的Tau空气簇射，UpTaus和HorTaus，可以追踪在地平线边缘掠过的超高能中微子Tau地球。它们的次级μ子、电子对和γ束闪光可以在水平簇射中追踪它们在UHECR次级上的性质。事实上，大气层是一个完美的放大器，也是阵雨的过滤器：向下和水平的μ介子束可能仍然是掠过地球大气层的超高能宇宙射线的起源，但它们丰富的伽马成分将被指数抑制。在大天顶角下，在穿过大于3 10^3 g cm^-2的大倾斜深度X后，μ子和次级γ（由飞行中μ子衰变产生的电子对）的数量是相当的。另一方面，来自UpTaus和HorTaus的向上的μ子束可能出现在一个γ μ子比大于10^2的年轻簇射中，留下一个特征性的印记。我们估计UpTaus和HorTaus率从地球，我们评估的结果事件率的μ子，电子对和γ束。我们表明，这样的事件，即使是最小的GZK中微子通量可以检测到闪烁体阵列放置在山上在1- 5公里，并指向地平线。所需的阵列面积在几十到几百平方米之间。理想的结构是一个面向地平线的王冠状双探测器阵列。我们认为，这样的探测器将能够探测到μ子束，其最小平均通量为10^-11 cm ^-2 s^-1 sr^-1，电磁粒子γ和电子对为3 10^-9 cm^-2 s^-1 sr^-1，对于GZK中微子通量，每年探测几次。
2004-09-20 astro-ph hep-ex hep-ph
Neutrino astrophysics and cosmology: recent developments
在这次演讲中，我讨论了中微子天体物理学和宇宙学领域最近的兴趣和活动的一些问题。这些主题是：（1）~超新星激波的能量化;（2）~超高能中微子天文学;（3）~低氘丰度测量的可能意义。
1998-03-27 astro-ph hep-ph
