Integration of Acoustic Neutrino Detection Methods into ANTARES
ANTARES中微子望远镜是目前正在地中海建造的水切伦科夫探测器。它还被设计为深海环境调查平台。在这种情况下，埃尔兰根大学的ANTARES小组将在实验的基础设施中集成声学传感器。应利用这一专用装置进行声学粒子探测方法试验和深海声学背景研究。该项目的目的是评估未来在超高能区深海使用声学中微子望远镜的可行性。在这些诉讼中，该项目的实施是在前提和挑战的背景下设置的物理声学粒子探测和集成到现有的基础设施。
2007-03-16 astro-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
Feasibility of acoustic neutrino detection in ice: First results from the South Pole Acoustic Test Setup (SPATS)
EeV范围内的天体物理中微子（特别是那些由宇宙射线与宇宙微波背景相互作用产生的中微子）有望成为研究最高能量天体物理和粒子物理的宝贵工具。从大约100个事件的时间、光谱和角分布中可以了解到很多信息，这些事件可以由一个有效体积为100立方千米的探测器在几年内收集到。将光学切伦科夫技术缩放到这种规模是禁止的。然而，利用南极的厚冰盖，无线电和声学技术有望在稀疏的仪器下提供足够的灵敏度。最好的策略可能是结合所有三种技术的混合方法。2007年1月，一个新的声波发射器和传感器阵列，南极声波测试装置，安装在三个冰立方洞。SPATS的目的是测量10-100 kHz声波的衰减长度、背景噪声和声速。有利的结果将为大型混合阵列铺平道路。SPATS是第一个研究冰中声学中微子探测可能性的阵列，预计冰是最好的介质。SPATS的第一个结果。
2007-08-15 astro-ph
3D acoustic imaging applied to the Baikal Neutrino Telescope
在贝加尔水下中微子望远镜元件远距离定位的试点研究中测试了水声成像系统。对于这种创新方法，基于宽带声学回波信号并严格避免望远镜上的任何有源声学元件，成像系统被临时安装在冰面下方，而望远镜则停留在1100米深度的标准位置。该系统包括一个天线与四个声学投影仪定位在一个50平方米的角落;声脉冲是“线性扫描扩展信号”-多重调制宽带信号（10-22千赫）的51.2秒的持续时间。通过三维声学成像定位了三个大型物体（两个弦式浮标和中央电子模块），准确度约为0.2米（沿波束）和1.0米（横向）。我们讨论的信号形式和必要的参数，以改善三维声学成像的望远镜，并建议一个可能的固定底部的三维成像设置的布局。所提出的技术可能是感兴趣的中微子望远镜公里3级及以上，作为一个灵活的临时或作为一个固定的工具，本地化基本的望远镜元素，而这些是完全被动的。
2008-11-07 astro-ph
Summary: Acoustic Detection of EHE Neutrinos
中微子天文学最初主要是从活动星系核中寻找TeV到PeV的中微子，光学切伦科夫技术非常适合这个能量范围。近年来，人们对探测EeV中微子，特别是在超高能宇宙射线（UHECR）通过微波背景辐射传播过程中产生的“宇宙成因”中微子越来越感兴趣。这些中微子可能是一个强大的工具，既可以解决UHECR源的奥秘，也可以在$\sim$ 100 TeV的尺度上测试基础物理。光学技术在这些能量下不具有成本效益，并且需要诸如无线电和声学检测的更新技术。加速器实验已经证实，在各种介质中的高能簇射产生了这两种类型的信号，定量测量证实了对信号强度、频率内容和脉冲形状的理论描述。虽然无线电实验已经设定了迄今为止最强的限制，但声学方法可以提供完全独立的信号产生和检测机制，并且在最高能量下可能更有效。目前正在努力在世界各地的各种介质中开发声学方法，在巴哈马群岛，英国和地中海的海水中运行阵列;为明年在南极冰中部署的探测器做好准备;以及盐丘和南极洲罗斯冰架未来声学探测器的想法。无论哪种方法是最敏感的，最好的配置可能是共同部署阵列，结合技术，并寻求符合个别中微子事件的检测。
2006-11-15 astro-ph
Simulation of a Hybrid Optical/Radio/Acoustic Extension to IceCube for EeV Neutrino Detection
$\sim$ EeV能量的天体物理中微子有望成为天体物理学和粒子物理学的一个有趣的来源。探测预测的10 $^{16}$ - 10 $^{20}$ eV的宇宙成因（"GZK“）中微子将测试这些能量下宇宙射线产生的模型，并探测$\sim$ 100 TeV质心能量下的粒子物理学。虽然IceCube每年可以探测到$\sim$ 1个GZK事件，但为了研究时间、角度和光谱分布，每年必须探测到10个或更多事件。IceCube天文台可能能够通过包括光学，无线电和声学接收器的扩展来实现这样的事件率。我们提出了模拟这样的混合检测器的结果。
2005-12-25 astro-ph
Simulation of a hybrid optical-radio-acoustic neutrino detector at the South Pole
随着建设的一半完成，IceCube已经是有史以来最灵敏的中微子望远镜。最近已经讨论了IceCube的最终孔的重新布置，以增加间距来优化探测器的高能量灵敏度。在相同的孔中使用无线电和声学仪器来扩展这一基线可以进一步改善高能量响应。目标是探测事件，并作为混合探测的探路者，以实现可能的更大的混合阵列。这样的阵列的仿真结果在这里。
2008-11-13 astro-ph
Feasibility of acoustic neutrino detection in ice: Design and performance of the South Pole Acoustic Test Setup (SPATS)
南极声学测试装置（SPATS）已经建成，以评估南极冰在10至100 kHz频率范围内的声学特性，从而可以评估南极声学中微子探测阵列的可行性和具体设计。SPATS由三个垂直的弦组成，于2007年1月部署在南极冰盖上部400米处，使用IceCube孔的上部。琴弦形成三角形阵列，最长基线为421米。每一个都有7个阶段，一个发射器和一个传感器模块。两者都配备了压电陶瓷元件，以产生或检测声音。模拟信号通过电缆传送到地面，在那里由基于PC的数据采集系统进行数字化。所有三个字符串的数据都收集在中央设施的主PC上，然后通过卫星链路发送到北半球或存储在本地磁带上。SPATS探测器及其性能的技术概述。
2008-07-29 astro-ph
Comparison of Optical, Radio, and Acoustical Detectors for Ultrahigh-Energy Neutrinos
对于南极冰中电子中微子引起的电磁级联，考虑吸收和散射，估计每个探测器元件（光电管，无线电天线，或声换能器）的有效体积作为级联能量的函数。这三种技术的比较表明，光学技术是最有效的能量低于~0.5 PeV，无线电技术显示的承诺是最有效的更高的能量，声学方法是没有竞争力的。由于冰的透明度很高，活动星系核ne诱发的级联事件发生率比水中大一个数量级。对于硬源谱，非共振事件的速率可能比非共振能量的速率大得多。无线电技术将特别有用的研究，在研究中的事件，并与非常硬的能量谱的来源。
1995-10-24 astro-ph
Experimental Study of Acoustic Ultra-High-Energy Neutrino Detection
现有的一组水下大带宽声学传感器已被用于研究探测宇宙射线中的超高能中微子。声学数据从一个子集的7个水听器位于深度为$\sim 1600$米已获得的总寿命为195天。为了从超EeV簇射中提取信号，首次对大样本的声学背景事件进行了研究。作为测试的技术，超高能中微子的通量的上限提出了与中微子探测优化的声学阵列的设计相关的考虑。
2004-08-31 astro-ph hep-ex
Acoustic noise in deep ice and environmental conditions at the South Pole
为了研究南极冰的声学特性，南极声学测试装置（SPATS）安装在冰立方中微子观测站的钻孔上部。未来声学中微子望远镜设计的一个重要参数是冰中的声学背景噪声及其时空变化。我们研究了SPATS数据的绝对噪声水平深度剖面并讨论了系统不确定性。在一年的数据采集中，测得的噪声非常稳定，我们估计在200米以下的深度，在10 kHz至50 kHz的频率范围内，绝对噪声水平< 10 mPa。这种噪音水平与在良好天气条件下基于海洋的声学中微子探测项目所观察到的数量级相同。
2008-11-07 astro-ph
Development of Acoustic Sensors for the ANTARES Experiment
为了研究声波探测水中超高能中微子的可能性，我们的小组正计划在地中海部署和操作一个使用ANTARES中微子望远镜的声波传感器阵列。因此，声学传感器的硬件必须开发，这是既能够在深海的恶劣条件下的操作，并在同一时间提供了高的灵敏度，检测弱的压力信号所需的中微子在水中的相互作用。在本文中，两种不同的方法来建立这样的传感器，以及在实验室和现场的性能研究，提出。
2005-11-09 astro-ph
Sadco: Hydroacoustic Detection of Super-High Energy Cosmic Neutrinos
讨论了一种有吸引力的超高能宇宙中微子流探测技术--深海声学探测。被认为是由中微子引起的级联在很大的距离（10-50公里）从级联发出的声信号。有人认为，现有的水声阵列的2400水听器，这是在堪察加半岛附近的大洋，可作为一个基地的探索性声学中微子望远镜SADCO（海洋声学探测器的宇宙物体）。用于登记能量在$10^{20-21} eV$范围内的级联的探测体积估计为数百立方公里。宇宙中某些极高能量基本粒子产生的模型（例如拓扑缺陷模型）可以用这种探测器来检验。希望在一年内对这项技术进行测试。
1997-05-23 astro-ph
Measurements and Simulation Studies of Piezoceramics for Acoustic Particle Detection
校准源是所有探测器不可或缺的工具。在声学粒子探测中，校准源的目标是模仿强子级联中的中微子信号。压电陶瓷是模拟中微子信号的一种简单而有前途的方法。我们将介绍这些压电陶瓷的测量和模拟结果。
2005-09-15 astro-ph
Measurement of sound speed versus depth in Antarctic ice with the South Pole Acoustic Test Setup
在南极冰中声学中微子探测阵列的可行性和设计取决于冰的声学特性。南极声学测试装置（SPATS）的建立是为了评估冰在1至100 kHz频率范围内的声学特性。垂直声速剖面与表面噪声的折射程度有关，并决定了中微子方向的重建精度。介绍了SPATS对压力波和剪切波的声速分析。
2008-11-11 astro-ph
Multidimensional supernova simulations with approximative neutrino transport. II. Convection and the advective-acoustic cycle in the supernova core
通过二维流体动力学模拟，包括详细的状态方程和中微子输运，我们研究了不同的非径向流体动力学不稳定性之间的相互作用，在后反弹吸积阶段的坍缩恒星核心发挥作用。对流模式的不稳定性，这是由中微子加热或由时间变化的冲击强度所造成的负熵梯度驱动，可以清楚地识别典型的瑞利-泰勒蘑菇的发展。然而，在激波后区域中的气体被快速平流输送到增益半径的情况下，这种浮力不稳定性的增长可以被抑制。在这种情况下，激波流仍然可以发展非径向不对称性，振幅振荡增长。这种现象被称为“持续吸积激波不稳定性"。结果表明，SASI振荡可以触发对流不稳定性，并且与后者一样，它们导致平均激波半径和增益层质量的增加。这两种流体动力学不稳定性的结合延长了物质通过中微子加热层的平流时间，从而增强了中微子能量沉积，支持中微子驱动的爆炸机制。一个快速收缩和更紧凑的新生NS被证明是有利于爆炸，因为吸积光度和中微子加热更大，SASI的增长率更高。此外，我们表明，振荡周期的SASI和各种其他功能，在我们的模拟同意估计的对流声学循环（AAC），其中扰动进行的吸积流从冲击波的中子星和压力波关闭放大的全球反馈回路。（节略）
2007-11-20 astro-ph
Sensitivity of an underwater acoustic array to ultra-high energy neutrinos
我们研究了在海水中利用声学技术寻找宇宙射线中超高能中微子的可能性。声学检测提供的信息类型与其他技术的信息类型是互补的，并且只有在水中完全形成簇射时才会发生检测这一事实所施加的大气过滤效应将提供清晰的中微子识别。我们发现，它可能是可能的，以实现这种技术非常有限的资源，使用现有的高频水下水听器阵列。我们回顾了预期的声学信号产生的中微子在水中引起的阵雨，并开发了一个最佳的滤波算法，能够抑制统计噪声。找到的算法在计算上适合用作现有阵列上可用的信号处理器的触发器。我们估计的噪声率的触发系统上的一个非常大的尺寸的水听器阵列的美国海军，并发现，虽然更高密度的水听器将是可取的，现有的系统可能已经提供有用的数据。
2001-04-03 astro-ph hep-ex
Ultra High Energy Neutrino Astronomy
超高能中微子和超GZK中微子理论的简要回顾。讨论了UHE中微子的来源和扩散通量。比较了扩散中微子流的级联和宇宙线上界。宇宙成因中微子和来自镜像物质的中微子被认为是超GZK中微子。
2005-05-11 astro-ph
Simulation of Ultra High Energy Neutrino Interactions in Ice and Water
CORSIKA程序，通常用于模拟广泛的宇宙射线空气淋浴，已被改编为工作在水或冰介质。采用改进后的CORSIKA程序模拟了中微子相互作用产生的强子簇射。利用模拟的簇射研究了簇射中沉积能量的空间分布。这使得超高能中微子产生的声学信号的测定比以前更精确。描述了由这种簇射产生的声信号的性质。
2007-04-08 astro-ph
Ultra high energy neutrinos: the key to ultra high energy cosmic rays
讨论了河外宇宙线质子的加速谱与其源的亮度和宇宙学演化的关系，以及超高能宇宙成因中微子在从源传播到我们过程中的产生。
2006-07-26 astro-ph
Ultra high energy cosmic rays and neutrinos after Auger
我们讨论了俄歇合作组织最近发表的主要结果及其对我们对超高能宇宙射线和中微子知识的影响。
2008-08-07 astro-ph
Status of Radio and Acoustic Detection of Ultra-High Energy Cosmic Neutrinos and a Proposal on Reporting Results
中微子天文学提供了进行银河系外观测的可能性，远远超过了50 TeV以上的光子吸收截止。基于对宇宙射线的观测，我们已经知道，天体物理源产生的粒子的能量至少比这个光子截止值高出一百万倍。一旦发现，无论是源本身的性质还是超高能中微子与地球物质的截面，都可能揭示现代加速器无法实现的奇异物理过程。其中一些过程可能是由于在大统一尺度或更高尺度上的未知物理学。基于光学技术的中微子望远镜目前正在运行和建设中，其测量孔径为几km^3-sr。射电和声学探测技术已经在实验室实验中得到验证，目前用于测量10 PeV以上中微子的孔径比光学技术大10 ~ 10，000倍。我讨论了目前的状态和建议的中微子望远镜项目的基础上，这些技术。这些望远镜已经排除了一些关于中微子强度的更奇特的预测。下一代基于无线电和声学的探测器应该对通过所谓的GZK过程产生的超过1 EeV的宇宙中微子敏感。不同的中微子望远镜使用一个共同的孔径变量的比较显示，它们是如何互补的体积与阈值的权衡。我包括一个建议，中微子望远镜应如何报告其灵敏度，以方便直接比较，他们之间，并允许测试中微子亮度模型，即使实验结果发表后出现。
2005-01-18 astro-ph hep-ex
Ultra High Energy Neutrinos from Supernova Remnants
本文讨论了超新星遗迹可能产生的超高能（$\ge$ TeV）中微子辐射，特别是强子γ射线产生模型。最近的甚高能量（VHE）$γ$射线观测从SNRs是本研究背后的主要动机。
1999-01-15 astro-ph
The Radio Cerenkov Technique for Ultra-High Energy Neutrino Detection
我回顾了无线电切伦科夫探测技术在寻找宇宙起源的超高能（UHE）中微子的地位。在概述了UHE中微子搜索的物理动机之后，我概述了该领域当前和拟议中的实验的现状。
2008-09-22 astro-ph
Oceanic Ambient Noise as a Background to Acoustic Neutrino Detection
在寻找超高能宇宙线中微子信号的背景下，研究了深海中测量的环境噪声。在相关的高频率的噪声的频谱形状被认为是非常稳定的一个广泛的数据集收集了几个月的49个水听器安装在海底附近的~1600米深度。发现15 kHz以上的环境噪声频谱的斜率比Knudsen频谱中看到的-6 dB/倍频程滚降得更快。一个模型归因于一个均匀分布的表面噪声，包括频率依赖性的吸收在大深度的源被发现适合的数据以及高达25 kHz。因此，这种依赖于深度的模型应该用于分析方法的声学中微子脉冲探测，需要预期的噪声谱。
2008-10-16 astro-ph hep-ex physics.ao-ph
The neutrino mass bound from WMAP-3, the baryon acoustic peak, the SNLS supernovae and the Lyman-alpha forest
我们已经研究了中微子质量的界限，使用新的数据从WMAP 3年的数据，斯隆数字巡天测量的重子声峰，Ia型超新星从SNLS，和莱曼α森林。我们发现，即使在最一般的模型与运行的光谱指数，其中中微子的数量和暗能量状态方程是允许变化的，95%C. L。束缚在中微子质量总和上的是sum m_nu < 0.62 eV（95% C.L.），我们认为这个界限是稳健的。在更常用的约束分析中，N_nu =3，w =-1，alpha_s = 0，我们发现在不使用莱曼α数据的情况下，边界为0.48 eV。如果使用莱曼α数据，则结合收缩至\sum m_nu < 0.2-0.4 eV（95% C.L.），这主要取决于所使用的莱曼-α分析。
2006-05-29 astro-ph hep-ph
Ultra-high energy cosmic neutrinos
几个宇宙学上遥远的天体物理学来源可能会产生超高能宇宙中微子（E > 10^6 GeV），这些中微子的能量超过大气中微子本底。我研究了真空中微子味混合对宇宙中微子流的影响。本文还简要讨论了在大型水下/冰中微子望远镜上观测这些超高能宇宙中微子的前景。
2000-08-12 astro-ph hep-ph
Ultrahigh energy neutrinos with a mediterranean neutrino telescope
本文研究了位于地中海“ANTARES”、“NEMO”和“NESTOR”三个拟建站址的km ^3中微子望远镜的超高能中微子探测性能。探测到的带电轻子能谱与它们的到达方向纠缠在一起，为确定中微子通量和中微子-核子截面提供了一种独特的工具。
2007-09-24 astro-ph hep-ph
Ultra-High Energy Neutrino Fluxes: New Constraints and Implications
我们应用新的上限中微子通量和扩散的GeV的伽玛射线通量的河外成分的各种超高能宇宙射线和中微子的情况。结果发现，河外自上而下源对观测到的高能宇宙射线通量没有显著贡献。如果宇宙学对中微子质量和成团的限制适用，那么超高能中微子通过与残余中微子相互作用产生宇宙射线的Z-爆发机制实际上被排除。
2003-09-29 astro-ph hep-ph
Physics of ultrahigh energy neutrinos
超高能中微子可以提供有关遥远天体和宇宙起源的重要信息。关于它们的相互作用和产生率的精确知识对于估计背景、预期通量和检测概率至关重要。本文综述了高能QCD在中微子相互作用截面计算中的应用。我们还研究了大气中由于魅力和美丽衰变而产生的高能中微子。
2003-10-22 astro-ph hep-ph
Robust Signatures of the Relic Neutrinos in CMB
当形成宇宙微波背景（CMB）声学峰值的扰动重新进入视界并与所有物质发生引力相互作用时，中微子大概占宇宙能量的41%。宇宙微波背景实验已经达到了探测这种残余中微子背景的能力。我审查中微子的影响，在宇宙微波背景的声学振荡的发病。讨论解决了基本的物理，稳健性或退化的中微子印记与自由宇宙学参数的变化，和非极小模型的看不见的辐射部门与CMB各向异性和极化的可检测的签名。
2004-11-10 astro-ph gr-qc hep-ph
Ultra-high energy neutrino-nucleon interactions
本文从一个软非微扰模型出发，结合一个近似的QCD演化，计算了超高能（$E_ν>10^8 $ GeV）中微子-核子总截面$σ^{νN}$.由此产生的中微子-核子带电总截面的渐近能量行为的解析推导和预测有关的超高能中微子在未来的实验观察。
2003-09-17 astro-ph hep-ph
The Neutrino Emissivity of Strange Stars with Ultra Strong Magnetic Field
研究了强磁场对奇异星中中微子主辐射率的影响。在超强磁场中，由于带电粒子被限制在朗道能级的最低点，中微子发射增强。结果表明，中微子发射率与$T^5$成正比，而不是与常规的$T^6$成正比，这意味着磁星比一般恒星具有更快的冷却行为
2004-12-29 astro-ph hep-ph
Ultrahigh-Energy Neutrino Interactions and Neutrino Telescope Event Rates
我们目前的中微子核子截面的能量高达10 $^21$ eV，相关的探测能量的银河系和河外中微子的结果。在最高能量下，我们的结果比以前的估计大2.4倍。使用这些新的截面，我们预测中微子望远镜事件率的向上移动的μ子发起的中微子相互作用在地球上和包含顶点事件的PeV范围内，由于中微子-电子相互作用。我们表明，未来的中微子探测器，如AMANDA，BAIKAL，DUMAND和NESTOR有一个很好的机会检测中微子起源于活动星系核。
1996-04-09 astro-ph hep-ph
Interaction of ultra-energetic cosmic neutrinos with a thermal gas of relic neutrinos
本文利用有限温度场论研究了超高能宇宙中微子与残余中微子热背景的相互作用。从中微子自能的虚部，计算的Z玻色子传播子附近的共振，我们推导出UHE中微子传输概率的一般表达式。这使我们能够考虑到由残余中微子的动量分布引入的热效应。我们比较我们的结果与文献中存在的近似表达式，并讨论了热效应的影响下，现实的UHE中微子通量和青睐的中微子质量计划的吸收骤降。
2005-12-13 astro-ph hep-ph
Signatures of Relativistic Neutrinos in CMB Anisotropy and Matter Clustering
本文详细分析了超相对论中微子在宇宙学扰动理论中的作用以及在宇宙中微子背景中可观测到的不均匀性特征。我们注意到，从动力学方程中删除标量引力势的所有时间导数的微扰变量的修改显着简化了它们的解决方案。在超视界尺度上，所用的每坐标粒子数扰动，而不是适当的体积扰动通常是恒定的。在真实空间中，解析分析可以从流体扩展到中微子。中微子背景加速宇宙膨胀改变了宇宙微波背景（CMB）的声学和阻尼角标度。但我们发现，通过改变其他标准参数，包括原始氦丰度，也可以产生等效的变化。低l积分的萨克斯-沃尔夫效应对中微子也不敏感。然而，中微子扰动的引力抑制了l>~200多极子的CMB声峰，同时增强了这些尺度上的物质涨落幅度。此外，相对论中微子的扰动产生了CMB声振荡的 * 独特相移 *，对于绝热初始条件，任何其他标准物理都不能引起这种相移。位移的起源追溯到中微子自由流速度超过声速的光子重子等离子体。我们发现，从一个高分辨率，低噪声的仪器，如CMBPOL的轻中微子物种的有效数量可以确定的精度为σ（N_nu）= 0.05至0.09，这取决于对氦丰度的限制。
2004-01-16 astro-ph gr-qc hep-ph
