The ICECUBE prototype string in AMANDA
南极μ子和中微子探测器阵列（Amanda）是一个高能中微子望远镜。它是安装在南极站下方透明冰层中的光学模块（OM）网格。每个OM都包含一个光电倍增管（PMT），用于检测由μ子和电子在冰中产生的切伦科夫光的光子。IceCube是目前正在南极建造的Amanda的200公里大小的扩建。在IceCube中，PMT信号已经在光学模块中数字化并传输到表面。2000年，在Amanda阵列中部署了配备这种新的全数字技术的41个OM的原型串。在本文中，我们描述的技术，并证明，这个字符串作为一个概念证明的冰立方阵列。我们的研究表明，OM定时精度为5 ns。大气μ介子的角分布和绝对速率都与预期非常一致。
2006-01-18 astro-ph
The AMANDA Neutrino Telescope: Principle of Operation and First Results
AMANDA是目前正在南极建造的高能中微子望远镜。在南极夏季1995/96年，80个光学模块（OM）排列在4个字符串（AMANDA-B4）的阵列部署在1.5和2公里之间的深度。在本文中，我们描述的设计和性能的AMANDA-B4原型，1996年2月至11月收集的数据的基础上。蒙特卡罗模拟的探测器对下行大气μ介子轨道的响应表明，探测器的整体行为是理解的。我们描述的数据分析方法和大气μ子重建和中微子候选人的分离提出的第一个结果。AMANDA阵列在1996/97年（AMANDA-B10）升级了6个新串上的216个OM，并在1997/98年增加了3个串上的122个OM。
1999-06-11 astro-ph
Muon Track Reconstruction and Data Selection Techniques in AMANDA
南极μ子和中微子探测器阵列（英语：Antarctic Muon And Neutrino Detector Array）是一个位于南极的高能中微子望远镜。它是一个光电倍增管的网格，深埋在1500米到2000米之间的极地冰层中。该探测器的主要目标是发现高能中微子的天体物理来源。一个从北半球穿过地球的高能μ介子中微子可以通过次级μ介子向上运动通过探测器来识别。用极大似然方法重建了μ子径迹。它模拟了由光电倍增器记录的切伦科夫光子的到达时间和振幅。本文介绍了不同的重建方法，这已成功地实施AMANDA。提出了优化重建性能和剔除背景的策略。对于典型的分析过程，以大约2度的精度重建轨迹的方向。
2004-07-02 astro-ph astro-ph.IM
Results from AMANDA
位于南极洲南极站的AMANDA（南极μ子和中微子探测器阵列）探测器最近进行了扩展，增加了六个新的字符串，完成了称为AMANDA-II的阶段。该探测器已于2000年1月校准并投入使用。目前正在进行第一批数据分析。在这份报告中，我们提出了一个更新的结果，从AMANDA-B10探测器，它在1997年南冬季运行。
2001-06-05 astro-ph
Limits to the muon flux from WIMP annihilation in the center of the Earth with the AMANDA detector
用AMANDA-B 10中微子探测器在地球中心进行了从中性伴子湮灭中寻找近垂直上行μ介子中微子的实验。本次检索分析了1997年130.1天生存期内收集的数据样本（约10^9个事件）。没有超过预期的大气中微子背景观测。在90%的置信水平上的中性伴子在地球中心的湮灭率的上限作为中性伴子质量的函数在100 GeV-5000 GeV的范围内，以及相应的μ子通量限制。
2002-06-26 astro-ph hep-ex
Recent Results from 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，其范围是探索探测高能宇宙中微子的可能性。这将使我们深入了解强大的天体，在这些天体中，加速机制可以带来高达$10^{20}$ eV的能量。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，这些结果显示灵敏度大幅提高。
2003-06-10 astro-ph
Recent Results from the AMANDA-II neutrino telescope
AMANDA-II是一个位于南极的中微子望远镜。介绍了AMANDA的最新研究结果，包括中微子扩散通量的检验、永久点源和瞬态点源的分析以及间接的暗物质研究。对目前正在南极建造的IceCube中微子望远镜作了简要的展望。
2005-05-13 astro-ph
Search for Neutrino-Induced Cascades with AMANDA
我们报告的搜索电磁和/或强子簇射（级联）引起的高能中微子在2000年收集的数据与AMANDA II探测器。观测到的事件率与对大气中微子和μ子的预期一致。我们对地外电子、τ子和μ子中微子的扩散通量设置了上限。中微子流的光谱$Φ\propto E^{-2}$由所有味道的相等混合物组成，对于中微子能量范围为50 TeV至5 PeV，在90%的置信水平下被限制为$E^2 Φ(E)=8.6 x 10^{-7} GeV/(cm^{2} s sr)$。我们提出了具体的地外中微子通量预测的界限。其中几种模式被排除在外。
2004-05-12 astro-ph
Search for Point Sources of High Energy Neutrinos with AMANDA
本文描述了利用AMANDA-B 10探测器寻找高能中微子的天文来源。AMANDA-B 10探测器是一个由302个光电倍增管组成的阵列，用于探测南极深埋在冰层中的中微子诱导的μ子产生的切伦科夫光。利用AMANDA探测器与地面上两台独立望远镜GASP空气切伦科夫望远镜和SPASE广延空气簇射阵列之间的重合事件，研究了绝对指向精度和角分辨率。利用1997年4月至10月收集的数据（130.1天的生存时间），对北半球进行的一次一般性调查显示，来自任何方向的事件在统计上都没有显著的过量。μ子中微子通量的灵敏度是基于对通过μ子的有效检测区域。在北半球的天空中，对E_{mu} ~ 10 TeV的有效探测面积超过10，000 m^2。宇宙射线相互作用在大气中产生的中微子被用来验证探测器的预测性能。对于一个微分能谱与E_{nu} ^{-2}成正比且下降角大于+40度的源，我们得到在能量阈值为10 GeV时E^2（dN_{nu} /dE）<= 10^{-6}GeVcm^{-2}s^{-1}。
2002-07-31 astro-ph
Search for Ultra High-Energy Neutrinos with AMANDA-II
利用2000年至2002年期间记录的AMANDA-II数据，对能量超过10^5 GeV的弥散中微子进行了搜寻。在10^7 GeV以上，地球对中微子基本上是不透明的。这一事实，加上AMANDA-II探测器有限的过载（大约1.5公里），使这些超高能中微子集中在视界。这种分析的主要背景是大气中宇宙射线相互作用产生的下行高能μ子束。在数据中没有观察到统计学上显著超出预期背景的现象，并且在2 $\times$ 10^5 GeV到10^9 GeV的能量范围内，扩散全味中微子通量的上限被设定为E^{-2} $Φ$ _{90%CL} < 2.7 $\times$ 10^{-7} GeV cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}。一些预测活动星系核中微子通量的模型在90%的置信水平被排除在外。
2007-11-19 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
Limits on the high-energy gamma and neutrino fluxes from the SGR 1806-20 giant flare of December 27th, 2004 with the AMANDA-II detector
2004年12月27日，来自软伽马射线中继站1806-20的巨大伽马耀斑使许多卫星伽马射线探测器饱和。这一事件是有史以来观测到的最明亮的宇宙瞬变事件，其数量级超过两个数量级。如果伽马辐射扩展到TeV能量，具有硬幂律能谱，则可以在地面和地下阵列中观察到光生μ子。此外，如果有大量的重子从磁星流出，那么在SGR巨型耀斑期间可能会产生高能中微子。这些高能中微子也会在地下阵列中产生μ子。AMANDA-II被用来寻找指示高能伽马和/或中微子的下行μ子。数据显示无显著信号。对于γ =-1.47（-2），在90% CL下γ通量的上限为dN/dE < 0.05（0.5）TeV^-1 m^-2 s^-1。类似地，我们对高能中微子发射的归一化常数设定了极限，当γ =-1.47（-2）时，归一化常数为0.4（6.1）TeV^-1 m^-2 s^-1。
2006-07-11 astro-ph
DUMAND and AMANDA: High Energy Neutrino Astrophysics
随着两个新的大型天文台准备上线，高能中微子天体物理学领域正进入一个令人兴奋的新阶段。DUMAND（深水下μ子和中微子探测器）和AMANDA（南极μ子和中微子探测器）在1993年12月至1994年1月期间进行了重大部署工作。结果喜忧参半，两个项目都取得了实质性进展，但遇到挫折，推迟了全面运作。将讨论这两个项目的成就、现状和计划（截至10/94）。
1994-12-07 astro-ph hep-ex
Search for extraterrestrial point sources of neutrinos with AMANDA-II
本文介绍了利用2000年收集的AMANDA-II数据在北半球寻找高能中微子点源的结果。包括几个活动星系核耀变体，微类星体，磁星和其他候选中微子源的通量限制。在宇宙射线诱导的大气中微子和错误重构的下行宇宙射线μ子的随机背景之上寻找过量的中微子，没有发现统计上显著的中微子点源。我们表明，AMANDA-II已经实现了探测已知的TeV的伽马射线源，如耀变体Markarian 501在其1997年的耀斑状态的中微子和伽马射线通量是相等的水平所需的灵敏度。
2003-09-22 astro-ph
Five years of searches for point sources of astrophysical neutrinos with the AMANDA-II neutrino telescope
We report the results of a five-year survey of the northern sky to search for point sources of high energy neutrinos. The search was performed on the data collected with the AMANDA-II neutrino telescope in the years 2000 to 2004, with a live-time of 1001 days. The sample of selected events consists of 4282 upward going muon tracks with high reconstruction quality and an energy larger than about 100 GeV. We found no indication of point sources of neutrinos and set 90% confidence level flux upper limits for an all-sky search and also for a catalog of 32 selected sources. For the all-sky search, …
2006-11-02 astro-ph
Probing for Leptonic Signatures from GRB030329 with AMANDA-II
从伽马射线暴（GRB）中发现高能（TeV-PeV）中微子，将通过证实相对论性喷流中的强子加速，揭示其内在的微观物理学，可能揭示最高能量宇宙射线的加速机制。我们描述了一个分析，具有三个模型的基础上面对的火球现象与地面和卫星观测GRB 030329，这引发了高能瞬态探测器（HETE-II）。与以前的扩散搜索相反，预期的离散μ介子中微子能谱模型1和2，基于各向同性和波束发射几何形状，分别直接来自火球描述的即时伽马射线光子能谱，其光谱拟合参数的特点是由带函数，和光谱观察到的红移，基于相关的光学瞬态（OT）余辉。为了比较，我们还考虑了基于平均爆发参数和各向同性发射的模型（3）。严格的空间和时间限制（基于电磁观测），结合一个单一的，强大的选择标准（优化发现）已被利用来实现一个几乎无背景的搜索，与标称信号损失，使用南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA-II）的存档数据。我们的初步结果与零信号检测一致，在~2 PeV处μ介子中微子的有效峰面积约为80 m^2，模型1的通量上限约为0.150 GeV/cm^2/s。预测冰立方，AMANDA的公里规模的继任者，与文献中发现的。相关搜索的影响进行了讨论
2005-10-12 astro-ph
Observation of Atmospheric Neutrino Events with the AMANDA Experiment
首次分析的AMANDA-B 10串阵列数据。共113天的数据，从1997年的第一年的业务进行了分析。高能中微子产生向上运动的μ子。宇宙射线μ子穿透冰盖深度为2000米是本底的主要来源。我们讨论的方法，用于拒绝约0.5*10^9下行μ子的背景，留下17个上行事件。中微子候选人进行了讨论，并与预期相比。
1999-04-27 astro-ph hep-ex hep-ph
Search for extraterrestrial point sources of high energy neutrinos with AMANDA-II using data collected in 2000-2002
本文介绍了利用AMANDA-Ⅱ在2000年、2001年和2002年收集的数据在北半球寻找高能中微子点源的结果。特别是，与以前公布的一年结果相比，灵敏度提高了2.2倍。在选定的候选源，对应于E^{-2}中微子能谱的μ介子中微子通量上限，包括在内。天空网格被用来寻找宇宙线诱导的大气中微子可能超出本底。这一研究表明，在所考虑的三年中，没有统计学意义上的超额。
2004-12-14 astro-ph
First Results from AMANDA using the TWR System
南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA）自2000年以来一直在采集数据，其数据采集系统于2003年1月升级，以便使用瞬态波形记录器（TWR）从掩埋的光电倍增管（PMT）中读出完整的数字化波形。该系统目前与标准的AMANDA数据采集系统并行运行。一旦AMANDA被纳入1 km^3的IceCube探测器，将只保留TWR系统。我们报告的结果，从第一个大气中微子分析的数据收集在2003年与TWR。事件率和角分布的良好协议验证了TWR系统的性能。搜索北半球的本地化事件集群显示没有统计上显着的过剩，从而计算出的流量限制，这是完全符合以前的结果的基础上，标准的AMANDA数据采集系统。我们还更新了状态的超高能（UHE）使用TWR系统收集的数据，寻找弥散分布的中微子。
2007-01-17 astro-ph
From AMANDA to IceCube
2005年1月，第一架近代高能中微子望远镜IceCube成功开始运行。预计完成后，新的探测器将大大提高灵敏度，并将AMANDA的范围扩大到更高的能量。本文的重点是讨论冰立方对地外中微子的发现潜力，以及正在进行的AMANDA研究所产生的新物理学的前景。将利用2000年至2003年期间收集的数据，审查第一台超导高能中微子望远镜AMANDA在μ子中微子通道中搜索局部和扩散过量的地外中微子的初步结果。中微子通量极限得到的所有风味专用UHE和级联分析将被描述。第一个中微子光谱超过一TeV的协议与大气中微子通量的预期和没有外星人的贡献，将提出，随后讨论的中性中微子CDM候选人在太阳中心湮灭的限制。
2005-09-13 astro-ph
Results from the AMANDA High Energy Neutrino Detector
本文简要地总结了利用AMANDA-B 10探测器寻找高能中微子天文源的工作。对1997年的完整数据集进行了分析。当E_mu>10 TeV时，探测器在25 °和90 °倾角之间的有效面积超过10，000 m^2。宇宙射线相互作用在大气中产生的中微子被用来验证探测器的整体灵敏度。通过对SPASE空气簇射阵与AMANDA探测器重合事件的分析，证实了绝对指向精度和角分辨率。初步通量限制点源候选人。对于大于+45度的赤纬，我们的结果与南方天空中源的现有限制相比是有利的。本文还介绍了从弥散分布源、伽玛暴和来自地球中心的WIMP中寻找高能中微子辐射的研究现状。
2000-09-15 astro-ph
Physics and Operation of the AMANDA-II High Energy Neutrino Telescope
本文简要介绍了位于南极洲南极的AMANDA高能中微子望远镜的工作原理和科学目标。该望远镜早期阶段（称为AMANDA-B 10）的结果表明，该装置运行可靠，天体物理范围广泛，包括搜寻各种高能中微子源：一般点源、伽马射线暴和扩散源。通过对大气μ子和中微子背景的研究，证实了预测的望远镜灵敏度和角分辨率。我们还报告了AMANDA-II的分析状态，这是一个功能更强大的更大版本。在这个分析阶段，冰的特性和AMANDA-II望远镜的其他系统不确定性的细节正在研究中，但我们已经朝着关键的科学目标取得了进展。特别是，我们提出了第一个初步的通量限制从AMANDA-II上的搜索连续发射天体物理点源，并报告在2000年5月退役前由BATSE检测到的伽马射线暴的相关中微子发射的搜索。在接下来的两年里，我们希望通过安装一个新的数据采集系统来充分利用AMANDA-II的潜力，该系统可以记录来自冰内光学传感器的完整波形。
2002-11-15 astro-ph
Search for Point Sources of High Energy Neutrinos with Final Data from AMANDA-II
利用AMANDA-II在2000-2006年期间记录的3.8年的数据，对高能中微子的点源进行了研究。在重建μ子轨道和应用选择标准，旨在最佳地保留中微子引起的事件起源于北天，我们到达一个样本的6595个候选事件，主要是从大气中的中微子与初级能量100 GeV至8 TeV。我们对这个样本的搜索没有发现中微子点源的迹象。我们对来自北天各点的$E^{-2}$中微子通量进行了迄今为止最严格的限制，平均上限为$E^{2}Φ_{ν_μ + ν_τ} \le$ 5.2 $\times$ MO 10 $^{-11}$ TeV cm $^{-2}$ s $^{-1}$ $^{-1}$基于$ν_μ$和$ν_τ$通量之和，假设相等，能量范围从1.9 TeV到2.5 PeV。
2009-03-06 astro-ph
Detectability of Prompt TeV Gamma Rays of Proton Synchrotron Origin from Gamma Ray Bursts by AMANDA/ICECUBE Detectors
利用AMANDA/ICECUBE大面积μ子探测器对伽马射线暴（GRBs）中可能的"高“能（$>100\gev$）成分的探测能力，在GRBs中产生这种高能伽玛射线的特定模型，即质子同步加速器模型的范围内进行了研究，该模型要求质子在GRBs中被加速到高能（$\gsim10^{20}\ev$）。在这一模型中，高能部分与卫星上的探测器观测到的通常的“低”（keV-MeV）能量部分不同，但很可能是同时发射的。AMANDA/ICECUBE探测器可以通过探测TeV光子在地球大气中产生的次级μ子来探测TeV光子。我们计算μ介子的信噪比在这些探测器由于TeV的伽玛射线从个别的伽玛暴的各种假设的亮度，距离（红移），洛伦兹伽玛因子的基本火球模型，和各种光谱特性的伽玛暴，包括TeV光子的吸收的影响，以及在星系际的红外辐射背景。星系际吸收效应基本上排除了TeV光子在AMANDA探测器中的高能量分量的亮度的合理值的检测，但它们很可能是检测到的建议ICECUBE探测器可能有一个有效的面积向下去μ子的一个因素的100倍以上的AMANDA。然而，即使在ICECUBE中，也只有相对较近的红移在$< 0.05$左右的伽玛暴才能被期望以任何合理的置信度探测到。本文讨论了ICECUBE对γ暴高能分量的光度要求。
2003-05-12 astro-ph hep-ph
Search for neutrino-induced cascades from gamma-ray bursts with AMANDA
利用中微子望远镜AMANDA-II，我们进行了两次分析，寻找伽马射线暴的中微子诱导级联。没有发现天体物理学中微子的证据，并提出了几个模型的限制。我们还提出了中微子的有效面积，允许计算任何中微子生产模型的限制。第一次分析寻找2001-2003年期间1秒或100秒滑动窗口内（分别针对短爆发类和长爆发类）的统计过量事件。在1 PeV时，韦克斯曼-巴卡尔模型的扩散通量归一化倍数E^2的上限为1.6 x 10^-6 GeV cm^-2 s^-1 sr^-1（比理论预测高出120倍）。在这次搜索中，90%的中微子将落在50 TeV到7 PeV的能量范围内。第二次分析寻找中微子诱发的级联与BATSE在2000年探测到的73次爆发相吻合。在相同的能量范围内，扩散通量归一化时间E^2的上限也是1 PeV，为1.5 x 10^-6 GeV cm^-2 s^-1 sr^-1（比理论预测高出110倍）。中微子诱导的级联通道与上行μ子通道是互补的。我们评论它的优势，从伽玛暴和它的未来使用与冰立方中微子搜索。
2007-03-30 astro-ph
Search for Neutrino-Induced Cascades with the AMANDA Detector
我们报告的搜索电磁和/或强子簇射（级联）引起的中微子与能量之间的5 TeV和300 TeV的地外来源的扩散通量。各种中微子的物质相互作用都可以产生级联，包含级联比贯穿的ν_μ诱导的μ子具有更好的能量分辨率和背景抑制。在1997年用AMANDA探测器获得的数据中搜寻了具有高能级联特征的事件。观测到的事件与大气中微子和大气μ子灾难性能量损失的预期背景一致。所有口味的中微子，允许计算任何中微子通量模型的限制的有效体积，提出。假设在探测器处中微子味通量比为1：1：1，则由扩散通量ν_e+ν_μ+ν_τ + \bar ν_e+ \bar ν_μ+ \bar ν_τ产生级联的极限为E^2 dΦ/dE < 9.8 x 10^{-6} GeV/（cm^2 s sr）。由扩散通量ν_e+ \bar ν_e产生级联的极限是E^ dΦ/dE < 6.5 x 10{-6} GeV/（cm^2 s sr），与假设的中微子味通量比无关。
2002-06-27 astro-ph hep-ex
The Amanda Experiment
在AMANDA南极点，钻了四个新孔，深度为2050米至2180米，并在1520米至2000米的深度安装了86个光电倍增管。这些光电倍增管中有79个正在工作，具有4 ns的定时分辨率和300至600 Hz的噪声率。部署了各种诊断设备，并正在工作。所观察到的散射长度增加60倍，激光脉冲到达时间的分布相对于在800-1000米处的测量值的锐化表明，在1500米以下没有气泡。吸收长度为100至150米的波长在蓝色和紫外线至337纳米。在800-1000米和1500-1900米处，在SPASE空气簇射阵列和AMANDA PMT之间观察到μ子符合。μ子轨道速率对于8倍触发器为30 Hz，对于10倍触发器为10 Hz。目前的阵列是未来扩展阵列的核心。
1996-12-06 astro-ph hep-ex hep-ph
Observation of High Energy Atmospheric Neutrinos with the Antarctic Muon and Neutrino Detector Array
南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA）于1997年开始收集十串数据。结果从第一年的操作。从北半球穿过地球的中微子被通过阵列向上移动的次级μ子识别。大气层中的宇宙射线产生了向下运动的μ子背景，其丰度大约是向上运动的μ子的10^6倍。在130多天的暴露中，我们总共观察到大约300个中微子事件。在同一时期，记录了1.05*10^9宇宙射线μ子事件的背景。观测到的中微子通量与大气中微子的预测是一致的。蒙特卡罗模拟表明，90%的这些事件位于能量范围66 GeV至3.4 TeV。对大气中微子的观测与预期一致，使AMANDA-B10成为一台工作中的中微子望远镜。
2002-05-07 astro-ph hep-ex
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
TeV photons and Neutrinos from giant soft-gamma repeaters flares
在过去的35年里，从所谓的软伽马中继站（SGR）观测到了三次巨大的耀斑。它们被认为与恒星的星震有关，恒星在巨大的磁场中加速电子，可能还有质子，使其达到高能量，这是从观测中推断出来的。由于这一点以及对非热辐射的观测，人们推测它们可能是宇宙射线加速器，产生高达TeV能量的伽马射线。中微子望远镜，如目前正在建造的AMANDA和ANTARES，可以作为TeV-伽马探测器，通过测量$γ$簇射产生的地下μ子来探测非常短的辐射。我们估计信号和背景速率TeV光子从SGR的巨型耀斑在AMANDA，我们提供了一个估计的伽玛淋浴事件，米拉格罗可以检测到。此外，我们认为，如果强子在这些源中加速，高能中微子将与光子一起产生。这些可以在中微子望远镜中使用中微子诱导的级联和上行μ子检测到。我们认为，南极μ子和中微子探测器阵列AMANDA可能已经观察到2004年12月27日从软伽马射线中继器SGR 1806 - 20的巨大耀斑，如果光谱的非热成分扩展到TeV的能量（目前的实际数据是盲目的分析）。在km 3探测器中，如IceCube，速率应按两个数量级缩放，使SGR耀斑成为主要感兴趣的源。
2005-03-16 astro-ph
The AMANDA Neutrino Telescope
AMANDA探测器的有效望远镜面积为TeV中微子的$10^4$ m $^2$，阈值接近$\sim$ 50 GeV，指向精度为每μ子轨道2.5度，是新一代高能中微子望远镜中的第一台，达到了25年前设想的规模。我们描述了早期的结果校准天然深冰作为粒子探测器，以及作为中微子望远镜的AMANDA的性能。
1998-09-23 astro-ph hep-ex hep-ph
New results from the Antarctic Muon And Neutrino Detector Array
我们介绍了南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA）在寻找外星起源的高能中微子方面的最新结果。我们在太阳或地球中心寻找了中微子的扩散流、中微子点源和来自伽玛暴和来自WIMP湮灭的中微子。我们还提出了一个初步的结果，在几个TeV以上的大气中微子的第一能谱。
2004-09-17 astro-ph
Gamma Ray Astronomy with Underground Detectors
地下探测器测量来自中微子的μ子的方向。他们还可以观察到地球大气中伽马射线产生的下行μ子。虽然伽马射线簇射的μ子数量很少，但它们产生的μ子数量足以探测到GeV和TeV望远镜观测到的源。对于较浅的AMANDA和贝加尔湖探测器，由于阈值高出100倍，μ子产生的概率约为$1\%$，因此对于典型的GRO源，这些仪器可以与GeV卫星探测器的探测效率相匹配，因为它们的有效面积大了$10^4$倍。μ子必须有足够的能量来精确地重建它们的方向。另一方面，非常高能的μ子是罕见的，因为它们只由更高能量的伽马射线产生，其通量被源处通量的减少和星际光的吸收所抑制。我们表明，有一个窗口的机会，μ子天文学在100 GeV的能量区域，很好地匹配的阈值能量的AMANDA和贝加尔湖探测器。
1995-07-20 astro-ph hep-ph
Detecting TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts by Ground Based Muon Detectors
研究了用大面积μ子探测器探测TeV能区伽马射线暴（GRB）的可能性。这些探测器可以通过探测TeV光子在地球大气中产生的次级μ子来探测TeV能量光子。我们计算了预期的μ子数和信号的平方根噪声比在这些探测器由于TeV的伽玛射线从个别伽玛暴的亮度，距离观察者（红移），伽玛射线积分谱指数，光子谱的最大能量截止和持续时间的各种假设，包括TeV光子在星系际红外辐射背景的吸收的影响。我们还计算了预期的可检测TeV-GRB事件在这些探测器中使用最近确定的宇宙中的伽玛暴的光度和红移分布率。
2001-08-20 astro-ph
Muon Detection of TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts
由于星载仪器的尺寸有限，不可能观测到能量超过GeV的伽马射线暴的通量。本文指出，通过探测γ射线在地球大气中的秒级产生的μ介子，可以探测TeV能量以上的γ射线暴辐射。最近启用的地下探测器（AMANDA、贝加尔湖探测器和MILAGRO）使观测成为可能，这些探测器结合了几百GeV或更小的低μ子阈值和10^3 m^2或更大的有效面积。这些观测不仅将为伽玛暴的起源和特征提供新的认识，而且还将提供有关漫射红外背景的定量信息。
1999-02-02 astro-ph
Status of the AMANDA South Pole Neutrino Detector
最初部署在1公里和2公里深度附近的光学模块表明，极地深层冰是已知最透明的天然固体。早期数据的经验表明，用于测量μ子轨迹的探测器也可以测量高能中微子的能量以及MeV中微子的爆发，例如超新星和伽马射线暴产生的中微子。我们计划在今年夏天完成AMANDA，形成一个由11根深弦组成的探测器，仪器高度超过400米，有300个光学模块。我们将论证冰是部署未来更大规模探测器的理想介质，并讨论首次部署10公里长的串。
1996-11-19 astro-ph hep-ex hep-ph
Gamma Ray Astronomy with Muons
虽然伽马射线簇射是μ子贫乏的，但它们仍然产生大量的μ子，足以使GeV和TeV望远镜观察到的源也可以观察到μ子。对于具有硬伽马射线谱的源，与来自核子原色的μ子相比，来自伽马射线原色的μ子相对“增强”。所有高于光生阈值的簇射伽马射线都对μ子$N_μ$的数量有贡献，因此μ子的数量与初级伽马射线能量成比例。由于γ射线能量比μ子能量高50倍，γ射线产生μ子的概率约为1%，μ子探测器的探测效率只要有效面积大$10^4$，就可以与GeV卫星探测器相媲美。μ子必须有足够的能量来足够准确地重建其方向以进行天文学研究。相对较浅的中微子探测器，如AMANDA和贝加尔湖，以及伽马射线探测器，如MILAGRO，都能满足这些条件。另一方面，来自伽马射线原色的TeV μ子是罕见的，因为它们只由更高能量的伽马射线产生，其通量被源处通量的减少和星际光的吸收所抑制。我们表明，有一个窗口的机会μ子天文学与AMANDA，贝加尔湖和MILAGRO探测器。
1996-08-29 astro-ph hep-ph
50 TeV HEGRA Sources and Infrared Radiation
HEGRA最近对50 TeV γ辐射的观测具有确定河外红外辐射通量的潜力。在30和100 TeV之间的范围内观察到辐射的事实设定了红外通量的上限，而在$E_γ \approx 50$ TeV处的截止值以良好的精度固定了该通量。如果内禀辐射是由高能质子与气体或低能靶光子相互作用产生的，则不可避免地会产生高能中微子流。我们计算了这个通量和它产生的地下μ子通量，μ子通量主要由能量约为1 TeV的μ子组成，可以被1 km的$^2$探测器（如扩展的AMANDA）勉强探测到。
1997-05-20 astro-ph
A New Search Paradigm for Correlated Neutrino Emission from Discrete GRBs using Antarctic Cherenkov Telescopes in the Swift Era
我们描述的理论建模和分析技术与相关的中微子发射GRB 980703 a，触发了爆发和瞬态源实验（BATSE GRB触发器6891），从南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA-B10）的存档数据的初步搜索。在相关的强子加速的假设下，预期观察到的中微子能流直接推导出，面对火球现象的基础上观察到的电磁参数的离散集GRB 980703 a，从地面和卫星观测收集，四个模型，校正振荡。模型1和2，基于光谱分析，具有提示光子能量适合带功能，利用观察到的光谱红移，各向同性和各向异性的发射几何形状，分别。模型3是基于平均突发参数，假设各向同性发射。模型4，基于一个波段拟合，具有一个估计的红移与各向同性发射的滞后光度关系。与我们对GRB 030329的AMANDA-II分析一致，该分析导致模型1的通量上限约为0.150 GeV/cm^2/s，我们发现在GRB 980703 a的各种模型中，AMANDA-B10的响应差异超过了一个数量级。讨论了Swift和IceCube时代对未来搜索的影响。
2006-02-22 astro-ph
Gamma-ray and neutrino diffuse emissions of the Galaxy above the TeV
在这篇文章中，我们将讨论最近的结果有关的强度和角分布的γ射线和中微子的排放应起源于强子散射的宇宙射线（CR）与星际介质（ISM）。我们假设CR源是超新星遗迹（SNR），并通过数值求解扩散方程来估计原始核的空间分布。对于ISM，我们考虑了最近的分子氢的三维空间分布模型。相对于以前的结果，我们发现二次伽马射线和中微子的排放量更高峰沿银河系赤道和银河系中心，这大大提高了积极的检测的前景。我们比较我们的预测与实验极限/观测MILAGRO和TIBET（γ射线）和AMANDA-II（中微子）和讨论的检测前景km 3中微子望远镜将建立在北半球。
2007-08-01 astro-ph
Detecting Neutrinos from AGN: New Fluxes and Cross Sections
从HERA对撞机获得的关于核子结构的新信息导致了更高的中微子截面，这是计算正在建造或处于设计阶段的大型探测器中天体物理中微子诱导μ子的预期速率所需的过程nu_mu + N -> mu + X。这些更高的截面导致更高的μ介子率的到达角，在地球中的中微子衰减是不太重要的。另一方面，对活动星系核中微子通量的新估计表明，这些探测器中预期的μ介子速率可能比以前计算的要低得多。我使用新的截面计算预期的μ介子率和角分布在大型探测器的各种活动星系核模型，并比较这些速率与大气中微子背景（从传统的衰变通道和“提示”粲介子衰变通道）。如果最低通量的估计是正确的，那么由于粲介子中微子产生通道的速率存在很大的不确定性，在确定一小部分过剩μ介子的起源时可能会有困难。然而，更乐观的活动星系核中微子通量应该可以在拟议的探测器中探测到，如DUMAND-II，AMANDA，NESTOR和贝加尔湖。
1996-07-28 astro-ph
Search for Diffuse Astrophysical Neutrino Flux Using Ultra-High-Energy Upward-Going Muons in Super-Kamiokande I
许多天体物理学模型都预测了来自活动星系核和其他河外源的高能中微子的扩散通量。在μ子能量超过1 TeV时，由活动星系核中微子引起的上行μ子通量预计将超过大气中微子的通量。我们已经执行了一个搜索这个天体物理中微子通量寻找向上运行的μ子在最高能量的数据样本从超级神冈探测器使用1679.6天的数据。我们发现了一个能量极高的向上运动的μ介子事件，而预期的大气中微子背景为0.46 ± 0.23个事件。利用这一结果，我们设置了一个上限的扩散通量的上行μ子由于中微子从天体物理源的μ子能量范围为3.16 - 100 TeV。
2007-02-07 astro-ph hep-ex
Search for diffuse neutrino flux from astrophysical sources with MACRO
目前，许多银河系和河外天体物理源被认为是高能中微子发射源的候选者。天体物理学上的中微子可以被探测到，它是在带电电流与探测器周围的介质相互作用中产生的向上运动的μ子。在中微子能量超过几十TeV时，各种模型的中微子通量开始在大气中微子背景中占主导地位。我们提出了一个多余的高能量向上的μ介子的搜索结果中收集的数据样本MACRO在~5.8年的有效运行时间。由于没有发现这一信号的重要证据，因此高能中微子产生的上行μ介子通量的上限被设定为1.7 × 10^（-14）cm^（-2）s^（-1）sr^（-1）。假设中微子幂律谱，扩散中微子通量的相应上限进行了评估。我们的结果进行了比较，从其他实验的理论预测和上限。
2002-03-12 astro-ph
Measuring diffuse neutrino fluxes with IceCube
本文对未来的中子探测器探测和测量高能中微子扩散通量的灵敏度进行了评估。事件率在建立的检测通道，如μ介子事件从带电电流μ中微子相互作用或级联事件从电子中微子和τ中微子相互作用，使用详细的蒙特卡罗模拟计算。中微子通量，如预期的提示魅力衰变在大气中或从天体物理来源，如活动星系核的模拟假设幂律。然后分析测量这些光谱的归一化和斜率的能力。据发现，级联通道一般具有高灵敏度的检测和表征的扩散通量相比，什么是预期的上行和下行μ子通道。在Waxman-Bahcall上限水平的通量应该在所有通道中分别可检测，而不同通道的信息的组合将允许检测比其低一个数量级以上的通量。在未来的测量中，除了最低的预测外，大气中粲介子的瞬发衰变产生的中微子应该是可以探测到的。
2005-05-25 astro-ph
Indirect Search for Neutralino Dark Matter with High Energy Neutrinos
我们探讨了间接寻找超对称中性伴子暗物质的前景。残留的中性子在太阳中的引力作用下积累，它们的湮灭产生高能中微子。这种起源的μ子中微子可以在大型探测器如AMANDA，IceCube和ANTARES中看到。我们评估的遗迹密度和检测率在几个模型-最小的超对称模型，最小的超引力和超引力与非普遍的希格斯玻色子玻色子质量在大统一尺度。我们对间接探测率进行了现实的估计，包括μ子探测阈值、夸克强子化和太阳吸收的影响。我们发现，质量超过200 GeV的中性伴子的检测具有良好的前景。
2001-05-17 astro-ph hep-ph
Astrophysical implications of high energy neutrino limits
正在建造第二代高能中微子望远镜，以达到从银河系和河外源发射中微子的灵敏度。目前的中微子探测器已经能够设定一些发射模型范围内的限制。特别是，南极μ子和中微子探测阵列（AMANDA）最近提出了迄今为止对扩散中微子发射的最严格限制（Achterberg et al. 2007）。适用于活动星系核点源类而不是单点源的叠加限制（Achterberg等人（IceCube Collab.）& P. L. Biermann 2006）也有。在本文中，这两种不同类型的限制将被用来得出不同的排放模型的结论。叠加限制作为扩散限制考虑点源类的排放的解释。例如，这些限制可以用于约束EGRET检测到的扩散发射和中微子发射的预测相关性。此外，X射线和中微子发射之间的相关性受到限制。进一步的结果，如TeV耀变体和FR-II星系源类。从源目录到目前为止检查的堆叠方法，我们讨论了进一步的潜在目录，并检查第二代望远镜IceCube和KM 3 NeT的可能性，通过比较目录相对于北半球和南半球的总通量。
2007-10-08 astro-ph
Blazing Cerenkov Flashes at the Horizons by Cosmic Rays and Neutrinos Induced Air-Showers
高能宇宙射线与中微子和中微子诱导的空气簇射相比，可以在地平线上通过它们的μ子，γ和切伦科夫燃烧信号进行测试。倾斜和水平C.R.阵雨（70-90天顶角）产生次级（伽马，e+，e-），主要是由高柱大气深度抑制。最早的簇射切伦科夫光子被大距离和空气不透明度稀释，而次级穿透μ子及其连续衰变为电子和伽马，可能会恢复额外的切伦科夫光。位于山顶或太空中的GeVs伽马望远镜可以探测到高达EeV C.R.的PeVs。和他们的第二次。详细的到达角和柱的深度，淋浴的形状，定时签名的光子闪光强度，可以告诉我们的高度相互作用和主要UHECR组成。在地平线下，在天顶角处，大量的单μ介子中，由μ介子束追踪的罕见的上行簇射将提供罕见的τ掠地中微子的证据，在EeV能量下。它们的速率可能与6.3 PeVs的反中微子电子诱导的空气簇射（主要是强子）起源于地平线以上，也低于地平线，在插入大气中的W共振在Escherhow峰。额外的和互补的UHE超对称中性伴子在几十PeVs-EeV的能量可能会闪耀，其特征电磁签名。它们的次级簇射闪耀的切伦科夫光和距离可能通过立体望远镜如魔术望远镜或赫斯阵列实验从UHECR中解脱出来。在目前的设置中，魔术的水平探测灵敏度（如果完全致力于地平线雨搜索）可能已经可以与PeVs能量的AMANDA地下中微子探测器相媲美。
2004-12-21 astro-ph
Sensitivity of the IceCube Detector to Astrophysical Sources of High Energy Muon Neutrinos
我们提出的Monte Carlo研究的灵敏度计划IceCube探测器的预测通量的μ中微子在TeV到PeV的能量。一个完整的模拟的探测器和数据分析是用来研究探测器的能力，以寻找μ介子中微子的来源，如活跃的星系和伽马射线暴。我们研究了探测器的有效面积和角分辨率随μ子能量和入射角的变化。我们提出了详细的计算的探测器的灵敏度，扩散和点状中微子的排放，包括评估的灵敏度中微子检测符合伽马射线暴观测。经过三年的数据采集，冰立方将能够在5 σ显著性下探测到E^2*dN/dE = 7*10^-9 cm^-2 s ^-1 GeV的点源通量，或者在没有信号的情况下，将90% c.l.极限为E^2*dN/dE = 2*10^-9 cm^-2 s ^-1 GeV。在最小强度为E^2*dN/dE = 1*10^-8 cm^-2s^-1 sr ^-1GeV时，可以探测到弥散的E-2通量。遵循Waxman和Bahcall公式的伽马射线暴模型，在观测到200个与伽玛射线卫星观测一致的伽玛射线暴后，将产生5 σ效应。
2003-05-12 astro-ph
Gamma Ray Bursts from the First Stars: Neutrino Signals
如果第一批恒星（PopIII）质量非常大，它们最终的命运就是坍缩成质量非常大的黑洞。一旦原黑洞形成为恒星核心，吸积作用就通过圆盘继续进行.磁场驱动高能喷流通过光子-介子相互作用产生TeV中微子爆发，最终以伽马射线暴（GRB）的形式冲出恒星包层，这一观点已被广泛接受，但尚未得到证实。基于最近的数值模拟和中微子发射模型，我们预测预期的中微子扩散通量从这些PopIII GRB和比较它与目前和计划的探测器的能力，如AMANDA和IceCube。如果将γ射线射入1%的天空，我们发现PopIII γ射线暴的发生率为$\le 4 \times 10^6$/年$^{-1}$。PopIII伽玛暴产生的高能中微子在中微子望远镜的[ $10^4 - 10^5$ ] GeV和[ $10^5 - 10^6$ ] GeV两个能带中占主导地位。即将推出的高能波段探测器（AMANDA-II、IceCube）的灵敏度提高，将提供对PopIII伽玛暴特征爆炸能量的基本了解，并将构成对第一批恒星的初始质量函数（IMF）和标志着金属性驱动的从头重脚轻到正常IMF转变的红移$z_f$的独特探测。AMANDA-B10设定的当前上限意味着，对于最合理的喷流能量，这种转变必须发生在不晚于$z_f =9.2$的时间。基于这样的结果，我们推测，PopIII GRB，如果没有阻塞，可能与BeppoSax探测到的一类新事件，快速X射线瞬…
2002-01-21 astro-ph hep-ph
Upper Limit on the Cosmic Gamma-Ray Burst Rate from High Energy Diffuse Neutrino Background
我们推导出了宇宙中长期伽玛射线暴（GRB）发生率$R_{GRB}$与核心坍缩超新星（CCSNe）发生率$R_{CCSN}$之比$f_{GRB/CCSN}(z) \equiv R_{GRB}(z)/R_{CCSN}(z) \equiv f_{GRB/CCSN}(0)(1+z)^α$的上限（$z$是宇宙学红移，$α\geq 0$），利用南极AMANDA-II实验给出的弥散TeV-PeV中微子背景上限，假设伽玛暴是TeV-PeV中微子的来源，这些中微子是由质子在伽玛暴喷流内的内部冲击中加速到1000万能量的$pγ$相互作用中产生的带电π介子衰变产生的。例如，对于宇宙恒星形成率的假设“和谐模型”，$R_{SF}$，与$R_{CCSN}(z) \propto R_{SF}(z)$，我们的保守上限是$α=0$的$f_{GRB/CCSN}(0)\leq 5.0\times10^{-3}$，$α=2$的$f_{GRB/CCSN}(0)\leq 1.1\times10^{-3}$。这些限制已经与目前从其他天文学考虑中推断出的该比率的上限相当（并且，对于$α\geq 1$来说已经比其更具限制性），从而提供了对CCSN-GRB连接的有用的独立探测和约束。例如，即将在南极安装的冰立方探测器在运行三年后没有探测到弥散的TeV-PeV中微子本底，这将使$f_{GRB/CCSN}(0)$的上限降到几个$\tim…
2008-01-29 astro-ph hep-ph
The Baikal Neutrino Telescope - Results and Plans
本文介绍了贝加尔中微子望远镜NT 200运行5年（1998-2003）以来的新结果。我们推导出20 TeV和50 PeV之间的天体物理中微子的扩散通量的所有风味限制，提取一个放大的高能量μ介子中微子事件的样本，并获得高能量大气μ介子通量的限制。2005年，升级后的NT 200+望远镜将投入使用：增加3个遥远的弦，每个只有12个光电倍增器，将使这个北半球最大的中微子望远镜在10 PeV时的有效体积增加到20 Mton。
2005-07-29 astro-ph
The Search for Neutrino Sources Beyond the Sun
希望是，在不久的将来，中微子天文学-随着对太阳热核聚变和控制附近超新星命运的粒子过程的鉴定而诞生-将遍及银河系并超越银河系，并进行与宇宙学、天体物理学、宇宙射线和粒子物理学有关的测量。建造高能中微子望远镜需要大量非常透明的深埋材料，如海水或冰，作为探测粒子的介质。AMANDA μ子和中微子望远镜目前操作着埋在南极深冰中的4串光电倍增管，计划将其扩大到10串阵列。前两年收集的数据涵盖了这类仪器运行的3种基本模式：i）监测天空超新星的爆发模式，ii）PeV能量宇宙电子中微子引发的电磁簇射探测，iii）中微子和伽马射线天文学的μ子轨迹重建。我们推测可能的架构，更大规模的仪器，使用早期的数据作为指导方针。
1995-12-12 astro-ph 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
The diffuse neutrino flux from supernovae: upper limit on the electron neutrino component from the non-observation of antineutrinos at SuperKamiokande
我推导出一个上限的电子中微子组件的扩散超新星中微子通量的约束在SuperKamiokande的反中微子组件。反中微子和中微子通道之间的联系是由于超新星中产生的μ子和τ中微子和反中微子通量的相似性，以及这些物质在恒星内部转化为电子中微子和反中微子。在中微子能量高于19.3 MeV的情况下，电子中微子通量的极限为5.5 cm^-2 s^-1，比勃朗峰的直接极限强3个数量级。它代表了未来直接搜索所需的最低灵敏度，并且非常接近萨德伯里中微子天文台（SNO）和ICARUS实验的范围。如果测量电子反中微子流，电子中微子流将有一个下限。根据中微子产生时光谱的细节，第一个中微子最多可以比第二个中微子小2-3倍。
2006-04-25 astro-ph hep-ex hep-ph
