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
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 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Taurus Tunable Filter -- seven years of observing
金牛座可调滤光片（TTF）已经在英澳望远镜上使用了七年。该仪器也在威廉·赫歇尔望远镜上使用了三年（1996- 1999年）。我们提出了一个简短的审查不同的应用程序，以说明可调谐滤波器在光学/红外光谱成像的多功能性。可调谐滤波器目前正在计划或正在为6- 10米级望远镜开发，以确保它们在未来几年内的使用。
2003-05-02 astro-ph
Neutrino detectors in ice: results and perspectives
AMANDA中微子探测器已经在南极运行了几年。对高能中微子的地外来源进行了多次搜索。本文提出了一个选择的结果。更大的IceCube探测器将把测量的冰体积扩大到1立方公里，到目前为止，计划中的80个IceCube串中有9个已经部署。我们提出了两个探测器的状态。
2006-06-10 astro-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
Expected Performance of a Neutrino Telescope for Seeing AGN/GC Behind a Mountain
我们研究了预期的性能建设的中微子望远镜，其目标是在能量大于$10^{14}$ eV利用山与中微子相互作用。望远镜的效率转换中微子到轻子首先检查。然后使用夏威夷大岛上的一个潜在的网站，我们估计所提出的检测器的接受。事件率为0.3/年/半十年能量时的中微子通量极限估计与AMANDA中微子通量极限在$10^{16}$ eV以上相当。
2002-04-09 astro-ph
Cosmic Neutrinos from the Sources of Galactic and Extragalactic Cosmic Rays
虽然像冰立方这样的更大规模的中微子探测器是发现仪器，但它们的概念设计在很大程度上是基于这样一个观测事实：自然界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。从能量学的考虑，我们预计每年每平方公里有10~100个中微子事件，指向银河系和河外宇宙射线的源头。在这方面，我们讨论的结果的AMANDA和冰立方中微子望远镜，将提供一个平方年的数据在未来3年。
2006-11-29 astro-ph hep-ph
Exploring the Impact of Galaxy Interactions over Seven Billion Years with CAS
我们探索星系组装在过去的70亿年中，通过表征“正常”星系沿哈勃序列，对强烈干扰合并/相互作用的星系与广泛使用的CAS系统的浓度（C），不对称性（A），和“块状”（S）参数，以及视觉分类。我们分析了哈勃空间望远镜（HST）ACS从GEMS调查中获得的约4000个中等和高质量（> 10^9太阳质量）星系的图像，这是迄今为止在两个过滤器中进行的最大的HST调查之一。我们探讨了CAS判据[A>S和A>~0.35]在分离不同红移的正常星系和强扰动星系中的有效性，并量化了恢复率和污染率。我们还比较了平均恒星形成率和宇宙恒星形成率密度作为正常和相互作用系统之间的红移的函数由CAS确定。
2008-02-26 astro-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
TeV gamma-ray observations from nearby AGNs by Utah Seven Telescope Array
我们已经调查了TeV伽马射线发射附近的X射线选择BL Lac对象使用犹他州七望远镜阵列超过两年。用逆康普顿模型可以认为这些天体是TeV γ射线的潜在源。本文将报告在这次观测中发现的Mrk421和Mrk501的γ射线耀斑。
1999-06-03 astro-ph
Neutrinos from Gamma Ray Bursts
根据Mannheim，Protheroe，and Rachen（2000），宇宙射线和伽马射线的观测通量被用来推断伽马射线暴（GRB）所允许的最大高能中微子通量。它表明，如果伽玛暴产生的超高能宇宙射线，他们应该贡献（a）至少10%的河外γ射线背景之间的3 MeV和30 GeV，相反，他们观察到的能量通量，这只是一个微小的分数，这一流量，和（b）累积中微子通量的一个因素的20倍以下的AMANDA（中微子2000）限制各向同性中微子。这可能有两个含义，要么伽玛暴不产生高能宇宙射线，要么伽玛暴被强烈地束射，并在远高于100 GeV的能量下发射出大部分能量，这难以置信地增加了能量需求，但与MILAGRITO、HEGRA-AIROBICC和西藏阵列对少数低红移伽玛暴的边缘探测一致。测试模型的所有关键测量数据将在未来几年内提供。这些测量包括：（i）用AMANDA-ICECUBE或放大的ANTARES/NESTOR海洋探测器测量高能中微子;（ii）HETE-2后续研究的伽马射线暴红移;（iii）用MAGIC等低阈值成像空气切伦科夫望远镜和AGILE和GLAST空间望远镜测量10 GeV以上的伽马射线暴光谱。
2000-10-18 astro-ph hep-ph
On the selection of AGN neutrino source candidates for a source stacking analysis with neutrino telescopes
寻找TeV中微子源的灵敏度可以通过将潜在的源分组到一个被称为源堆叠的程序中的通用类中来提高。在本文中，我们定义了活动星系核（AGN）的目录，并使用它们来执行源叠加分析。活动星系核的分组分为两个步骤：首先，活动星系核类的定义，然后，源被堆叠的选择，假设一个潜在的中微子流量是线性相关的光子光度在一定的能量带（无线电，红外，光学，keV，GeV，TeV）。由于缺乏活动星系核中中微子产生的可靠的详细知识，这种关联是由强子活动星系核模型激发的。利用AMANDA-Ⅱ高能中微子探测器在2000年收集的数据，说明了从一般活动星系核类中寻找中微子的源叠加方法。未发现任何建议组的显著过量。
2006-09-19 astro-ph
Neutrinos Associated With Cosmic Rays of Top-Down Origin
自上而下的宇宙射线模型产生的中微子比光子多，光子比质子多。在这些模型中，我们重新评估了与最高能量宇宙射线相关的中微子通量，因为越来越多的证据表明它们是质子而不是伽马射线。虽然在EeV能量的质子优势可能是通过有效吸收的占主导地位的高能光子通量的普遍和银河系的光子和磁背景场，我们表明，相关的中微子通量不可避免地增加到一个水平，它应该是在范围内的操作实验，如AMANDA II，水稻和AGASA。在未来的中微子望远镜中，每年每平方公里可能会探测到数十到一百个中微子，而不是几个中微子。
2002-05-21 astro-ph hep-ph
High energy neutrinos from radio-quiet AGNs
大多数活动星系核（AGN）缺乏突出的喷流，并显示适度的无线电发射和显着的X射线发射，主要来自星系核，非常接近中央黑洞。我们使用这样的核心主导的无线电安静活动星系核的定量方案，其中属性的X射线发射的相当大的一部分，涉及在核心中的气体斑点的碰撞流产射流的存在。在这里，我们调查的后果，加速质子的冲击，从这样的碰撞。我们发现，质子将被加速到能量以上的π介子光生阈值的X射线和紫外光子从吸积盘。次级带电π介子衰变，产生中微子。我们预测TeV-PeV中微子的显着通量，并表明，AMANDA II探测器已经约束这些源的几个重要的天体物理参数。更大的立方千米探测器，如IceCube，将能够在不到一年的运行时间内探测到这种中微子，否则将排除这种情况。
2004-09-01 astro-ph hep-ph
Probing Kaluza-Klein Dark Matter with Neutrino Telescopes
在所有标准模型场都存在于额外宇宙维度的模型中，最轻的卡鲁扎-克莱因（KK）粒子可以是稳定的。对KK模质量的单圈辐射修正的计算表明，最轻的KK粒子（LKP）的身份主要是超荷规范玻色子的第一个KK激发。这个LKP是一个可行的暗物质候选者，如果它的质量在600到1200 GeV之间，那么它具有理想的现代遗迹丰度。这种弱相互作用的暗物质粒子预计会被引力捕获在大型物体中，如太阳，并湮灭为中微子或其他衰变为中微子的粒子。我们计算了目前和未来中微子望远镜中的湮灭率、中微子通量以及由此产生的事件率。相对较大的质量意味着中微子能谱预计将远远高于AMANDA和IceCube的能量阈值。我们发现，在冰立方的事件发生率是每年几个到几十个事件之间。
2003-02-16 astro-ph hep-ph
The Time-Variable Ultra-Luminous X-ray Sources of "The Antennae"
本文报道了钱德拉时间监测的第一批超亮X射线源（ULX）的结果。在四个不同时期的观测，涵盖了2年到2个月的时间尺度，显示了9个ULX中的7个的变化，证实了它们很可能是吸积致密X射线双星（XRB）。七个变量ULX表现出各种各样的时间和光谱行为：一个具有更硬的X射线颜色，亮度降低，类似于黑洞双星Cyg X-1，但其他四个ULX表现出相反的行为。我们认为，后者可能是黑洞双星在非常高的速度吸积。
2002-12-19 astro-ph
Resolving Sirius-like binaries with the Hubble Space Telescope
我们用HST/WFPC 2对17个新发现的类白矮星双星系统进行了成像，并分辨了其中8个白矮星的次级星系。大多数隐含的轨道周期都是几百年的量级，但有三个例子（Per 56、天鹅座ζ和REJ 1925 -566）的周期足够短，以至于有可能在几年内探测到轨道运动。这样就有可能推导出白矮星的动力学确定的质量，并且这些恒星可能被用来作为质量-半径关系和初始-最终质量关系的严格测试。
2000-10-10 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
