Physics Results from the AMANDA-B10 Neutrino Telescope
分析了南极10弦高能中微子探测器阵列AMANDA-B10第一年运行的数据，并寻找宇宙源中微子的证据。已经使用了连续优化的选择标准，并且已经推导出了来自各种物体的高能中微子通量的限制
2002-04-22 astro-ph
From AMANDA to IceCube
AMANDA中微子望远镜的成功表明，地理南极的冰盖是一个合适的介质，用于高能中微子相互作用的光学切伦科夫探测。AMANDA已经记录了数千个大气中微子，对宇宙中微子的灵敏度不断提高。到目前为止，还没有探测到宇宙中微子信号。更大、更灵敏的IceCube中微子观测站已经开始部署，80根弦中有9根已经安装。本文总结了AMANDA望远镜获得的一些结果，并介绍了IceCube项目的现状。
2006-04-18 astro-ph
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
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
Results from Seven Years of AMANDA-II
AMANDA是第一代高能中微子望远镜，自2000年以来一直在南极以其最终配置获取数据。这里介绍了七年运行的结果，包括对大气中微子通量的观测以及从宇宙射线加速器、伽马射线暴和暗物质湮灭中寻找天体物理中微子。2007年，AMANDA被纳入IceCube中微子望远镜，其更高的仪器密度改善了低能响应。在不久的将来，AMANDA将被IceCube Deep Core所取代，这是IceCube的专用低能量扩展。
2008-10-24 astro-ph
Search for High Energy Neutrino Emission from Gamma-Ray Bursts with the A ntarctic Muon and Neutrino Detector Array (AMANDA)
由激波加速的质子产生π介子的光介子可以从南极μ介子和中微子探测器阵列（AMANDA）或其更大的后继者中观测到的伽马射线暴（GRB）中产生~10^14 eV的中微子暴。测量这种通量可以检验伽马射线暴是最高能量宇宙射线源的假设，而伽马射线暴中微子可以允许在中微子极限速度，中微子振荡和弱等效原理方面进行高精度实验。中微子发射主要可以在瞬发伽马射线闪光期间预期，卫星重合提供了一个明确的位置和时间窗口，可以从北半球的爆发中搜索AMANDA中过量的上行μ子事件。通过对1997年AMANDA-B10数据集的78个伽玛暴样本进行事件质量分析，进一步降低了背景值，我发现每个伽玛暴的注量极限为（E_nu）^2（dN_nu）/（dE_nu）<3.8*10^-4 min（1，E_nu/E_break）[TeV cm^-2]，这比以前类似的研究严格了几个数量级。
2000-08-16 astro-ph
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
AMANDA: status, results and future
我们回顾了AMANDA中微子望远镜的现状。本文介绍了从四弦原型阵列AMANDA-B4中获得的结果，并描述了径迹重建和中微子事件分离的方法。我们也给出了10弦探测器AMANDA-B10的分析结果，特别是在大气中微子和磁单极子的搜索。我们在前往南极的立方公里望远镜ICECUBE的路上勾画了未来的时间表
1999-06-11 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 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 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
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
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
Limits on diffuse fluxes of high energy extraterrestrial neutrinos with the AMANDA-B10 detector
从AMANDA-B10探测器在1997年南半球冬季所获得的数据中，已经搜索了高能地外μ介子中微子的扩散通量，例如，宇宙中所有活跃星系的总和这一搜索没有产生超出背景大气中微子预期的额外事件，导致地外中微子通量的上限。对于一个假定的E^-2能谱，90%的经典置信度上限被设定为E^2 Phi（E）= 8.4 x 10^-7 GeV cm^-2 s^-1 sr^-1（主要中微子能量范围为6-1000 TeV），这是所有中微子探测器设定的最严格的界限。当考虑特定的预测谱形式时，发现有些被排除在外。
2003-03-11 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
Multi-Messenger Studies with AMANDA/IceCube: Observations and Strategies
四年的AMANDA-II数据已被搜索的中微子从点源。无论是在2000年至2003年的整合中，还是在对偶然信号的搜索中，都没有发现统计上显著过量的事件。当检查从Blazar 1 ES 1959 +650方向检测到的事件的时间时，中微子与伽马射线耀斑的有趣巧合出现了。伽马射线观测的特殊性质为巩固与AMANDA及其后继者IceCube类似的搜索策略以及对这种和其他伽马射线源的多学科调查提供了强大的动力。我们报告的结果，最近的调查北部天空寻找中微子点源与AMANDA-II。我们还讨论了伽玛射线和高能中微子观测站之间可能的可行合作。
2005-09-14 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
A Search for High-energy Muon Neutrinos from the Galactic Plane with AMANDA-II
宇宙射线与银河系星际介质的相互作用通过带电π子和K子的衰变产生高能中微子。本文报道了用AMANDA-II探测器对南极地平线以下银道面区域（33度<银道经度< 213度）的μ介子中微子的搜索。从2000年到2003年的数据被用于搜索，代表了总共807天的生存时间和3329个候选μ子中微子事件。未观察到过多事件。对于银河系赤道周围的E^{-2.7}和高斯空间分布（σ = 2.1度）的光谱，我们计算出在0.2到40 TeV的能量范围内，通量极限为4.8 x 10^{-4} GeV^{-1} cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}。
2005-09-19 astro-ph
The Search for Muon Neutrinos from Northern Hemisphere Gamma-Ray Bursts with AMANDA
本文介绍了1997 - 2003年南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA）中微子观测结果与北半球400多个伽马射线暴（GRB）光子观测结果的相关性分析。在这段时间内，AMANDA的μ子中微子有效收集区域比任何其他现有的探测器都要大。基于我们在数据集中伽玛暴期间和伽玛暴之前的零中微子观测，我们对与伽马射线暴相关的μ子中微子发射设定了最严格的上限。假设一个Waxman-Bahcall谱，并考虑所有系统的不确定性，我们的通量上限在1 PeV处的归一化值为E^2Φ_v { \leq } 6.0 \times 10^{-9} GeV cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}，90%的事件预计在~10 TeV ~3 PeV的能量范围内。这一限制的影响，几个理论模型的伽玛暴进行了讨论，以及未来的潜力，为下一代中微子望远镜探测伽玛暴。最后，我们简要描述了对该分析的几项修改，以便将其应用于其他类型的瞬变点源。
2007-05-08 astro-ph
Neutrino-Induced Cascades From GRBs With AMANDA-II
利用AMANDA-II，我们已经进行了一个搜索的中微子诱导的级联符合BATSE在2000年报告的73个爆发。BATSE时间约束极大地抑制了背景。没有发现中微子存在的证据，我们对类WB谱设定了一个极限，$A_{90}^{all flavors}$ = 9.5 $\times10^{-7}$ GeV cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$。系统不确定性的确定正在进行中，一旦考虑这些不确定性，极限将有所削弱。我们还进行了一个滚动的时间窗搜索中微子诱导级联符合伽玛射线暴信号在2001年。在1 s或100 s时间窗口内搜索数据集以寻找统计上显著的信号样事件簇。非触发搜索有可能发现现象，包括伽马射线暗窒息爆发，它没有触发伽马射线探测器。
2005-09-19 astro-ph
Multi-year search for a diffuse flux of muon neutrinos with AMANDA-II
利用2000年至2003年收集的AMANDA-II数据，对来自未解源的TeV-PeV μ子中微子进行了搜索，等效寿命为807天。这种扩散分析试图找到一个来自非热成分来源的地外中微子通量。该信号预计将具有比大气μ子和中微子背景更硬的光谱。由于在数据中没有观察到超过预期背景的过量事件，因此，E^{2}Φ_{90% C. L.} < 7.4 x 10^{-8} GeV cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}被放置在具有Φ \propto E^{-2}谱的μ子中微子的扩散通量上，其能量范围为16 TeV至2.5 PeV。这是目前最敏感的Φ \propto E^{-2}扩散天体物理中微子极限。我们还为天体物理学和瞬发中微子模型设定了上限，所有这些模型的光谱都不同于Φ \propto E^{-2}。
2008-04-13 astro-ph
Limits to the muon flux from neutralino annihilations in the Sun with the AMANDA detector
利用2001年143.7天的观测数据，利用AMANDA-II中微子探测器对太阳中性中微子湮灭过程中产生的μ介子中微子进行了研究。没有观察到超过预期的大气中微子背景。在90%的置信水平的上限已被捕获的中性伴子在太阳中的湮灭率，以及相应的μ子通量限制在地球上，无论是作为中性伴子质量的函数在100 GeV-5000 GeV的范围内。
2005-08-24 astro-ph
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
Results from the Antarctic Muon and Neutrino Detector Array (AMANDA)
我们展示了来自AMANDA的较老和较新化身（分别为AMANDA-B10和AMANDA-II）的新结果。这些结果表明，AMANDA是一个功能强大的多用途探测器，具有重要的物理和天体物理学影响。它们包括一个新的更高的统计测量大气μ介子中微子通量和初步结果，从搜索各种来源的高能中微子：一般点源，伽玛射线爆发和扩散源产生μ介子在检测器中，和扩散源产生电磁或强子簇射在或附近的检测器。
2002-11-12 astro-ph hep-ex
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
Neutrino Triggered Target of Opportunity (NToO) test run with AMANDA-II and MAGIC
千米级中微子望远镜目前正在建造（IceCube）和设计（KM 3 NeT）。虽然到目前为止还没有发现宇宙起源的中微子流，但预计在未来几年内将发现第一个微弱的信号。多信使（结合不同种类的发射的观测）研究可以在相关性的情况下增加中微子的发现机会。一个可能的应用是寻找高能中微子和已建立信号的时间相关性。我们展示了第一个适应的机会战略的目标，收集同时数据的高能中微子和伽马射线。坐标接近预选候选源的中微子事件用于警告伽马射线观测。正符合的探测可以增加发现中微子的机会。更一般地说，这种操作方案可以增加同时观测的可用性。如果宇宙中微子信号可以建立，结合观测将允许时间相关性研究，因此对源建模的约束。该方案的第一个技术实施涉及AMANDA-II和MAGIC已经实现了几个预选源在一个短期的测试运行（9月10日）。到2006年12月），显示了概念的可行性。显示了该测试运行的结果。
2007-09-17 astro-ph
Search for Supernova Neutrino-Bursts with the AMANDA Detector
银河系中一颗大质量恒星的核心坍缩将产生中微子爆发，其强度足以被现有的地下探测器探测到。位于南极冰层深处的AMANDA中微子望远镜可以通过所有光电倍增器在暗噪声之上的集体速率增加来检测MeV中微子。主要光源来自反电子中微子与自由质子$\antinue + p \to e^+ + n$发生CC反应产生的正电子。本文介绍了第一次超新星搜索在1997年和1998年（215天的生活时间）与302个探测器的光学模块采取的全套数据。本次检索未发现候选事件。探测器的性能计算，产生一个70%的银河系的覆盖率与一个背景假每年90%的效率为正在研究的探测器配置。上限为90% c.l.银河系中恒星坍缩的速率，得出每年4.3个事件。提出了一种触发算法，并对其性能进行了估计.可能的改进的检测器硬件进行审查。
2001-05-25 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
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
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
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
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
AMANDA Observations Constrain the Ultra-High Energy Neutrino Flux
目前正在部署一些实验技术，以首次探测超高能宇宙中微子。为了实现这一目标，正在开发使用无线电和声学探测器的技术，这些技术最适合于研究能量在PeV-EeV范围及以上的中微子。相比之下，来自AMANDA实验的数据被用来限制宇宙中微子通量在不太极端的能量（高达~10 PeV）。在这封信中，我们表明，通过采用不同的分析策略，优化更高的能量中微子，相同的AMANDA数据可以用来放置一个限制与无线电技术在EeV的能量竞争。我们还讨论了冰立方实验的灵敏度，在部署的各个阶段，超高能中微子。
2006-07-07 astro-ph hep-ph
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: Science Prospects and Performance at First Light
我们更新最近完成的AMANDA南极中微子探测器的科学前景。它的有效望远镜面积约为10^4 m^2，阈值约为50 GeV，是25年前设想的新一代高能中微子探测器的第一台仪器。我们描述了仪器及其性能，并将其扩展映射到千米尺寸的探测器。
1997-07-25 astro-ph hep-ex hep-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
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
Status and Results from AMANDA/IceCube
IceCube是一个立方体中微子望远镜，自2004/2005年夏季以来一直在南极建造。目前，它正在使用22个部署的字符串获取数据。完整的探测器预计将于2011年完成，最多80个字符串，每个字符串包含60个数字光学模块。前身探测器AMANDA自1997年以来一直在同一地点运行，目前仍作为IceCube的一个组成部分运行。AMANDA科学的10年的独立操作的摘要，以及冰立方项目的状态和第一个物理结果。
2007-12-28 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
The AMANDA Neutrino Telescope and the Indirect Search for Dark Matter
AMANDA探测器的有效望远镜面积为10^4 m^2，阈值约为50 GeV，指向精度为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。我们描述了它的性能，重点是通过它们的湮灭成中微子检测晕暗物质粒子的能力。
1998-04-16 astro-ph hep-ex hep-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
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
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
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
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
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
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
Status and prospects of the IceCube neutrino telescope
正在南极建造的冰立方中微子观测站由三个次级探测器组成：部署在冰层深处的千米级数字光学模块阵列、AMANDA中微子望远镜和表面阵列IceTop。我们总结了宇宙中微子的搜索结果与AMANDA望远镜和审查预期的灵敏度冰立方在不同的安装阶段。在过去四个成功的施工季节中，南极安装的可靠性和坚固性得到了证明。安装的40个IceCube字符串运行良好。我们正在为IceCube的最终建设制定详细的计划，包括针对低能耗和高能耗进行优化的扩建。我们描述了IceCube深核项目，该项目将扩展IceCube的低能响应。
2008-07-24 astro-ph
High Energy Neutrinos from the Cold: Status and Prospects of the Icecube Experiment
建造中微子望远镜的主要动机是为中微子天文学开辟道路，并为研究宇宙线起源提供另一个观测窗口。其他的物理学课题，如寻找WIMP，也可以用中微子望远镜来开发。截至2008年3月，冰立方探测器，其一半的字符串部署，是世界上最大的中微子望远镜采取数据的日期，它将在2011年完成。正在分析用生长探测器采集的数据。其中一些工作的结果总结在这里。AMANDA已成功集成到IceCube数据采集系统中，并继续积累数据。还介绍了仅使用2000年至2006年期间的AMANDA数据获得的结果。IceCube的未来以及在低能量和高能量区域的扩展将在最后一节中讨论。
2008-05-23 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
ANIS: High Energy Neutrino Generator for Neutrino Telescopes
介绍了高能中微子蒙特卡罗事件发生器ANIS（All Neutrino Interaction Simulation）。该程序为高能中微子探测器（如AMANDA，ANTARES或ICECUBE）提供了详细和灵活的中微子事件模拟。它根据特定的通量产生任何味道的中微子，并将它们传播到地球。在最后一步中，中微子相互作用在指定的体积内进行模拟。实施所有相关标准模型过程。我们讨论了该计划的优势和局限性。
2004-06-19 astro-ph
High Energy Neutrino Generator for Neutrino Telescopes
介绍了高能中微子蒙特卡罗事件发生器ANIS（全中微子相互作用模拟）。该计划的目的是为高能中微子探测器，如AMANDA和ICECUBE提供详细和灵活的中微子事件模拟。它根据特定的通量产生任何味道的中微子，在地球上传播它们，并在最后一步模拟特定体积内的中微子相互作用。实施所有相关标准模型过程。我们讨论了该程序的强度和局限性，并提供了大气和E^-2中微子谱的事例率作为例子。
2003-12-08 astro-ph
Neutrinos as a diagnostic of cosmic ray Galactic/extra-galactic transition
出于最近的变化，在宇宙射线谱中的河外组分的发病观察，我们已经拟合观测到的数据下降到$10^{8.6}$ GeV，并获得了相应的功率发射率。这种跃迁能量远低于宇宙微波背景上共振$pγ$吸收的阈值，因此源演化是拟合过程中的一个重要组成部分。光谱和红移演化指数的双参数拟合表明，标准费米$E_i^{-2}$源光谱被排除在大于95%的置信水平（CL）。武装的原始发射率，我们按照韦克斯曼和Bahcall推导出相关的中微子通量的光学薄源的基础上。以$pp$相互作用为产生机制时，中微子通量超过了AMANDA-B 10的90%CL上限。在$pγ$占优势的情况下，通量与AMANDA-B10数据略微一致。在新的情况下，源中微子通量在所有能量下都占主导地位。因此，如果AMANDA-II的数据证明与模型一致，我们表明IceCube可以测量中微子光谱的特征幂律，从而提供了一个关于源动力学的窗口。
2005-06-10 astro-ph 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
