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
Stability of the Submillimeter Brightness of the Atmosphere Above Mauna Kea, Chajnantor and the South Pole
夏威夷的莫纳克亚山山顶、智利的查南托山附近地区和南极都是大型毫米或亚毫米波长望远镜的所在地。我们已经放置了860 GHz的天空亮度监视器在所有三个站点，并提出了一个比较研究的测量亚毫米亮度由于大气热辐射。我们报告了每个站点的该数量的稳定性。
2002-11-07 astro-ph
CMB from the South Pole: Past, Present, and Future
南极站提供了一个独特的组合高，干燥，稳定的条件和完善的支持设施。在过去的20年里，在Pole进行的一系列日益复杂的CMB实验建立在早期开拓性努力的经验基础上，为该领域做出了许多具有里程碑意义的贡献。南极的望远镜是第一批重复探测度尺度CMB温度各向异性并绘制出其声学峰值谐波结构的望远镜之一。最近的成就包括第一次探测到的偏振的CMB和最精确的测量温度功率谱在小角度尺度。南极的新CMB望远镜目前正在对CMB的大尺度偏振及其角分尺度的次级温度各向异性进行超深观测。这两个观测目标代表了当前CMB研究的前沿，重点是限制暴胀和暗能量的性质。南极现在拥有一系列CMB观测平台，覆盖范围广泛的角度尺度，并支持在现有最干净的天空上进行很长的积分时间，因此应该在推动CMB研究的这些前沿方面发挥越来越大的作用。
2007-07-09 astro-ph
Edge Detection, Cosmic Strings and the South Pole Telescope
我们开发了一种约束宇宙弦张力的方法$Gμ$，它使用Canny边缘检测算法作为一种手段，搜索CMB温度图的凯泽-斯特宾斯效应的签名。我们使用高分辨率，模拟CMB温度图测试这种方法的潜力。通过模拟南极望远镜项目的未来输出（包括预期的仪器噪声），我们发现可以检测到具有$Gμ> 5.5\times10^{-8}$的宇宙弦。
2009-01-07 astro-ph
Recent Results from the RICE Experiment at the South Pole
我们提出了一个最近的结果汇编，提交给2003年国际宇宙射线会议（筑波，日本）。其中包括：a）修正了对冰中电磁簇射产生的射频信号的蒙特卡罗估计，b）基于无线电波长切伦科夫辐射的探测对超高能中微子的最新搜索;这种辐射来自中微子诱导的冷极地冰中的电磁簇射，以及c）通过南极冰层的折射率的现场测量。
2003-06-20 astro-ph
Galactic Foregrounds in OVRO and UCSB South Pole 1994 Cosmic Microwave Background Anisotropy Data
我们研究银河系发射前景污染的OVRO和UCSB南极1994年宇宙微波背景（CMB）各向异性数据的交叉相关与模板的红外尘埃排放和新的高分辨率$H_α$数据。$H_α$数据提供了数据集中自由-自由排放水平的粗略上限。互相关分析并不矛盾的两个组件的前景排放的假设，与粉尘相关的两个组件是自由-自由排放和旋转粉尘排放。
2002-07-04 astro-ph
HADES - Hydrophone for Acoustic Detection at South Pole
南极声学测试装置（SPATS）位于目前正在建设中的光学中微子观测站IceCube的上部。SPATS由四个管柱组成，深度在冰面以下80米至500米之间，每个管柱有七个阶段。每个阶段都配备了一个声学传感器和一个发射器。2006/07年夏天，三根弦（弦A-C）被部署在南方。2007/08年，SPATS又增加了第四串（D串），配备了第二代传感器和变送器。第二代传感器类型HADES（南极声学探测水听器）由涂有聚氨酯的环形压电元件组成。将讨论传感器的发展，声传输的声阻抗匹配和第一个现场结果的优化。
2008-11-07 astro-ph
Neutrino Astrophysics in the cold: Amanda, Baikal and IceCube
本次演讲回顾了目前正在运行的两台水下/冰中微子望远镜的现状和结果，即贝加尔湖的NT-200和南极的Amanda-II。文章还介绍了南极新一代中微子望远镜Icecube的设计和预期性能。
2005-03-05 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
Millimeter and Submillimeter Observations from the South Pole
在过去十年中，南极天体物理研究中心在地理南极建立了一个全年观测站。CARA已经部署了几种毫米波和亚毫米波仪器：AST/RO（南极亚毫米望远镜和远程观测台，一个1.7米望远镜，配备了频率从230 GHz到810 GHz的各种接收器，包括PoleSTAR，一个外差光谱仪阵列），Python（度尺度CMB望远镜），Viper（2米望远镜，配备了SPARO亚毫米波测辐射热阵列偏振计、ACBAR多通道CMB仪器和Dos Equis HEMT偏振计），DASI（Degree-Angular Scale Interferometer）这些仪器在研究星际介质和观测宇宙学方面取得了重要成果，包括探测到宇宙微波背景中的1度声峰和Sunyaev-Zel'dovich效应。南极的环境在观测站中是独一无二的，因为风速异常低，绝对湿度低，亚毫米天空一贯清晰。大气层因寒冷而干燥：在南极年平均气温为-49 ℃时，饱和水蒸气的分压只有0 ℃时的1.2%。低水平的水蒸气导致天空噪音异常低。这对于大规模观测微弱的宇宙源至关重要-对于这样的观测，南极是无与伦比的。
2001-09-14 astro-ph
On the age vs depth and optical clarity of deep ice at South Pole
AMANDA高能中微子观测站的前四个光电管串现在被冻结在南极800至1000米深的冰层中。在一九九五至九六年度，当局会在较深的海底再敷设六条海底电缆。假设可见光的吸收、散射和折射足够小，中微子转换成μ子的轨迹可以通过使用光电管阵列测量μ子发射的切伦科夫光的到达时间来确定。为了帮助在决定植入的深度的六个新的字符串，我们讨论了南极冰的年龄与深度的模型，我们估计平均自由路径散射气泡和灰尘作为深度的函数，我们评估由于折射的光路失真在晶体边界和界面之间的空气水合物夹杂物和正常的冰。我们的结论是，深度间隔1600至1800米将是适当的透明的未来六个AMANDA字符串，此外，间隔1600至2100米将是适当的透明的未来1公里的$^3$天文台除了可能在一个区域，几十米厚的深度对应于在60 kyr BP的尘埃浓度的峰值。
1995-01-23 astro-ph
ASTEP South: An Antarctic Search for Transiting Planets around the celestial South pole
ASTEP South是ASTEP项目的第一阶段，旨在确定Dome C作为未来对凌日系外行星进行光度搜索的地点的质量，并从南极洲的Concordia基地发现太阳系外行星。ASTEP South由一个前照式4k x 4k CCD摄像机、一个10 cm折射镜和一个简单的热封装置组成。双玻璃窗用于减少光路上的温度变化及其伴随的湍流。望远镜是固定的，并观察以天体南极为中心的4 x 4平方度的视场。通过这种设计，A STEP South非常稳定，并且在低和恒定的空气质量下进行观测，这两个问题都是测光精度的重要问题。我们提出的项目，我们表明，有足够的恒星存在于我们的视野，以允许检测一个到几个过境的巨行星，该仪器的光度精度应该是几个mmag的恒星亮度超过12等，优于10 mmag的恒星的星等14或更少。
2008-09-25 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
Kinetics of Conversion of Air Bubbles to Air-Hydrate Crystals in Antarctic Ice
深度依赖性的气泡浓度在压力以上的过渡到空气水合物相和光学散射长度，由于气泡在南极深冰模拟从实验室的扩散增长数据，考虑到年龄和温度的依赖性在冰的深度。该模型适合现有的数据，气泡在从东方号和伯德和散射长度在南极深冰的核心。它解释了为什么气泡和空气水合物晶体共存于深度超过800米的深冰，并预测在深度低于$\rm \sim$ 1400米的AMANDA中微子天文台在南极将运行不受气泡的光散射。
1995-01-23 astro-ph
Event Reconstruction and Data Acquisition for the RICE Experiment at the South Pole
RICE实验试图通过探测南极冰内中微子与冰碰撞产生的无线电波长切伦科夫辐射来测量超高能中微子（E（nu）>10 PeV）。一个由16个偶极天线组成的阵列，埋在100-400米深处，在100-500兆赫的频率范围内敏感，在过去七年里一直在不断地收集数据。我们在这里描述的设计和性能的水稻实验的事件触发器和数据采集系统，突出显示的元素没有广泛地在以前的出版物。
2007-05-31 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
Results from the South Pole InfraRed EXplorer Telescope
位于阿蒙森-斯科特南极站的SPIREX望远镜是为利用南极的优越条件进行红外观测而开发的原型系统。两个冬季的观测在3- 5微米波长范围内获得了非常深、高分辨率、宽视场的图像。观测到了几个恒星形成复合体，包括NGC 6334，Chamaeleon I，eta Chamaeleontis，船底座星云，剑鱼座30，RCW 57，RCW 38以及银河系中心。获得了2.42um H2、3.29um PAH和4.05um Bra处的谱线以及3.5um L带和4.7um M带连续发射的图像。这些数据，结合近红外，中红外和无线电连续谱图，揭示了这些恒星形成地点的环境，以及位于其中的任何原恒星。本文概述了SPIREX计划、观测方法和数据处理方法，并给出了一些实例。
2003-10-20 astro-ph
Correlation of the South Pole 94 data with 100microns and 408 MHz maps
我们提出了ACME/SP 94 CMB各向异性数据在25至45 GHz的IRAS/DIRBE数据和Haslam 408 MHz的数据之间的相关性。我们发现尘埃和Q波段CMB数据之间的边缘相关性，但没有CMB数据和Haslam地图之间。虽然与尘埃的相关性的幅度大于从尘埃排放的天真模型的预期，它并不占主导地位的天空排放。
2001-01-09 astro-ph
The Interpretation of Near-Infrared Star Counts at the South Galactic Pole
我们提出了新的深$K'$计数的恒星在南银河系极点（SGP）采取的NAOJ PICNIC相机$K'=17.25$。由于我们使用的像素大小为0.509角秒，因此使用图像轮廓可以有效地将恒星-星系分离到$K'=17.5$。我们使用银河系点源天空的SKY（Cohen 1994）模型来解释这些计数，并在该模型的背景下确定晕盘种群的相对归一化，以及太阳相对于银河系平面的位置。观测到的恒星数将这些参数限制为：晕/盘$\sim$ 1/900和z $_\odot$ =16.5 $\pm$ 2.5 pc。这些值已被用来纠正我们的SGP星系计数污染的点源银河前景。
1997-10-21 astro-ph
K-Band Galaxy Counts in the South Galactic Pole Region
我们提出了新的K-波段星系数计数从K=13到20.5获得的$K'$ -波段调查在银河系南极区，其中包括180.8弧分$^2$到K=19的极限星等，和2.21弧分$^2$到K=21。这些是目前在$17.5<K<19.0$最精确的K波段星系计数，因为在这个星等范围的现有调查中，覆盖面积最大。的完整性和测光校正估计从恢复的模拟星系和恒星的轮廓添加到获得的现场图像。进行了许多模拟，以构建一个概率矩阵，该矩阵在调查的暗端星等处校正星系计数，因此校正后的计数可以与其他观测结果进行比较。本文还给出了银河系南极区K波段恒星计数到$K=17.25$的结果，以用于限制银河系的垂直结构。
1997-09-20 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
A Study of the Large--Scale Distribution of Galaxies in the South Galactic Pole Region: I. The Data
我们提出的数据，从广泛的，中等深度（b_J = 19.5）光谱调查的$\sim 600$星系在四个地区的天空位于南银河系极点附近。大约75%的被测星系位于由富星系团Klemola 44（Abell 4038）主导的3deg x 1.5deg区域。其他三个较小的区域各覆盖约1平方度。在这里，我们详细讨论了观测和数据简化策略，测量红移的完整性和误差。收集到的数据将用于：（1）研究每个场中星系的大尺度红移分布，（2）对Klemola 44进行彻底的动力学研究。这些分析的结果将在即将发表的论文中介绍。
1995-04-04 astro-ph
Plans for a 10-m Submillimeter-wave Telescope at the South Pole
已提议为NSF Amundsen-Scott南极站安装一台直径为10米的亚毫米波望远镜。目前的证据表明，南极是所有现有或拟议的地面观测站中最好的亚毫米波望远镜站点。拟议的科学计划对望远镜设计的光学质量提出了严格的要求。特别是，减少热背景和偏移需要一个离轴，畅通的光圈，和调查观察所需的大视场需要成形的光学。这种设计元素的组合非常适合于在中等空间分辨率（4至60弧秒光束尺寸）和高灵敏度（毫Jansky通量密度水平）的亚毫米波源的线和连续辐射的大尺度（平方度）映射。该望远镜将利用比目前在轨道或空中平台上可能的孔径更大的孔径，从最好的地面站点进行角分角标度、高频宇宙微波背景测量。有效地使用这种望远镜将需要发展大型（1000个元件）阵列的亚毫米探测器，当天线温度接近50 K时，这种探测器是背景限制的。
1998-02-25 astro-ph
A survey of UV-excess AGNs in the South Galactic Pole
本文给出了在24.6平方米的区域上用紫外线过量（UVX）标准选出的485个微弱（B<20.5）发射线天体的光谱、位置、星等和颜色。在南银河系极点。对象是从UKST U、J和R板的COSMOS扫描的像素到像素堆叠的分析中选择的。候选者是用欧洲南方天文台3.6米望远镜的Meudon-ESO纤维光学系统（MEFOS）观测的。429个1型活动星系核被确认（373个在红移0.3<z<2.2范围内）。这一样本允许测量类星体成团演化与星系（La Franca等人，1998年）的差异。该区域是ESO成像巡天（EIS）和2dF类星体红移巡天的一部分。
1999-10-04 astro-ph
AST/RO: A Small Submillimeter Telescope at the South Pole
通过对银河系和其他星系的亚毫米波观测，对宇宙中恒星形成的理解正在取得进展。对这种观测的技术限制需要望远镜尺寸和观测技术的结合。对于某些目的，小型亚毫米波望远镜比大型望远镜更灵敏。南极亚毫米波望远镜和远程观测台（AST/RO）是一个小型的宽视场仪器，位于一个很好的观测站。通过以角分分辨率观测银河系和麦哲伦云，它为解释大型干涉望远镜对遥远星系的观测提供了背景。AST/RO还提供亚毫米技术的实践培训，并允许测试新的探测器系统。
2001-10-18 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
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
Millimeter Wavelength Brightness Fluctuations of the Atmosphere Above the South Pole
我们报告的测量毫米波亮度波动的大气层以上的南极与弧分钟宇宙学测辐射热仪阵列接收器（ACBAR）。这些数据跨越了2002年南极冬季，在此期间，ACBAR被安装在南极的毒蛇望远镜上。我们恢复大气信号中存在的仪器噪声通过计算来自不同元素的ACBAR测辐射热计阵列的信号之间的相关性。利用该方法，即使在最稳定的大气条件下，也可以测量具有高信噪比的大气亮度波动。观测到的大气信号由Komolgorov-Taylor（KT）模型的参数表征，所述参数是描述大气功率谱的幅度和幂律指数，以及观测时的风角速度的两个分量。KT模型通常很好地描述了观测到的波动，并拟合数据产生与理论预期一致的Komolgorov指数值。将风角速度的观测结果与风线速度的观测结果相结合，发现观测到的大气波动高度与由探空资料确定的水汽分布是一致的。对于对应于以150、219和274 GHz为中心的频率通带的数据，我们获得了瑞利-金斯温度单位中的中值波动功率幅度[10、38、74] mK^{2} rad^{-5/3}。与以前的工作相比，我们发现，这些中值振幅是大约一个数量级小于南极在南极夏季和至少30倍低于ALMA网站在阿塔卡马沙漠。
2004-12-02 astro-ph
Intensity oscillations observed with Hinode near the south pole of the Sun: leakage of low frequency magneto-acoustic waves into the solar corona
目标。研究安静太阳磁网络上方太阳色球层/日冕的强度振荡。方法.本文分析了南极附近的太阳号上的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的He Ⅱ 256.32、Fe XI 188.23和Fe XII 195.12谱线的时间序列。然后，我们使用一个标准的小波工具，以产生功率谱的强度振荡以上的磁网络。结果在所有的谱线中得到~7 min的强度振荡，仅在He II中得到~13 min的强度振荡，概率为~96- 98%，这可能反映了磁声波在网络上方的传播过程。结论.我们认为，磁网络附近的双极磁冠下的无场空腔区域可以作为磁声波的谐振器。具有光球声速和颗粒尺度的空腔可以产生具有观测周期的波。波可以在过渡区/日冕中向上传播，并引起观察到的强度振荡。
2008-03-07 astro-ph
A Study of the Large-Scale Distribution of Galaxies in the South Galactic Pole Region: II. Further Evidence for a Preferential Clustering Scale?
我们分析了一组新的光束星系红移数据在南银河系极点（SGP）地区周围的三个小区域。我们研究是否能找到Broadhurst等人（1990）在NGP-SGP方向星系分布中发现的准周期峰的任何证据。我们使用功率谱分析和滑动梳状窗口（梳状模板技术）的互相关。尽管数据的深度较浅（~600 h^{-1} Mpc），而且肯定不是进行此类研究的最佳选择，但在布罗德赫斯特等人的原始探测器以西15度和30度处的两个区域中，有证据表明存在相同的优先~130 h^{-1} Mpc尺度。然而，单独来看，这个峰值在统计上与噪声波动是不可区分的。尽管如此，当考虑Broadhurst等人测量的峰值周围的条件概率时，检测的统计显著性提高到99%。
1996-10-02 astro-ph
Galactic Kinematics Towards the South Galactic Pole. First Results from the Yale-San Juan Southern Proper-Motion Program
从银河系结构和运动学模型代码的预测进行比较的颜色计数和绝对自行来自南方自行调查涵盖了超过700 $°^2$向南银河系极点的范围$9 < B_{\rm J} \le 19$。的理论假设和相关的计算程序，几何的运动学模型，并通过参数的详细介绍，并与其他同类的银河系运动学模型。与该模型进行比较的数据由30，000多颗随机选择的恒星组成，最适合的模型是V分量（指向银河系旋转方向）中太阳特有运动为+5 km s $^{-1}$，大LSR速度为270 km s $^{-1}$，以及（盘）速度椭球始终指向银河系中心。U分量中的绝对自行表明太阳特有的运动为$11.0 \pm 1.5$ km s $^{-1}$，不需要局部膨胀或收缩项。微弱的绝对运动表明，厚盘必须表现出相当陡峭的速度梯度约为-36公里秒$^{-1}$千秒差距$^{-1}$相对于LSR。我们无法对晕的整体旋转设置约束，也无法对厚盘或晕的速度分散设置约束。在U & V自行中的一些子结构可能存在于较亮的仓$10 < B_{\rm J} < 13$中，并且它可能指示（盘）移动的群。
1999-10-07 astro-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
CMB Anisotropy Constraints on Open and Flat-Lambda CDM Cosmogonies from UCSB South Pole, ARGO, MAX, White Dish, and SuZIE Data
我们使用UCSB南极1994、ARGO、MAX 4和5、White Dish和SuZIE实验的10个小尺度宇宙微波背景各向异性数据集的组合来约束宇宙演化。我们考虑开放和空间平坦的Lambda冷暗物质宇宙起源。在除$Ω_0$以外的所有参数上边缘化，对于开放和平坦Lambda模型，组合数据有利于Omega_0 simeq 1。排除最小角尺度的SuZIE数据，Omega_0 simeq 0.3（1.0）开放（平λ）模型是有利的。仅考虑具有与样本方差和噪声考虑一致的误差条的多频率数据，Omega_0 simeq 0.1（1）开放（平坦λ）模型是有利的。对于开放和平坦的$Λ$模型，在对所有其他参数进行边缘化之后，更低的Omega_B h^2（sim 0.005）或更年轻的（t_0 sim 10 Gyr）宇宙是有利的。然而，这些数据并不排除平坦λ模型中的其他Ω_0值以及两个模型中的其他Ω_B h^2值。（略）
1999-01-04 astro-ph
Evidence for Extinction and Accretion Variability in T Tau S
我们提出了角分辨光谱的T头北部和南部的3微米水冰功能和K-波段。大部分的水冰吸收位于沿视线向T头南，确认它是通过更强的灭绝。1998年12月至2000年1月，在2西格玛水平显着的冰带吸收向T头S的减少，与其近红外通量的增加。在金牛座T的南北方向都探测到了Br-γ辐射，而H_{2}（2.12微米）辐射只出现在金牛座T的南面，这与之前金牛座T星的红外伴星的研究结果一致。我们的研究结果表明，T Tau S的近红外变化可能是由吸积速率和可变消光沿视线的变化。
2001-01-02 astro-ph
Optical Properties of Deep Ice at the South Pole - Absorption
我们讨论了最近的测量波长依赖的吸收系数在深南极冰。该方法使用传输时间分布的脉冲从一个可变频率的激光器之间发送的发射器和接收器嵌入在冰。在800至1000米的深度，散射主要是由残留的气泡，而吸收发生在冰本身和不溶性杂质。在410 ~ 610 nm的测量区间内，吸收系数随波长近似呈指数增长。在最短的波长，我们的值是约20倍，低于以前的实验室冰和湖冰获得的值;随着波长的增加，与以前的测量值的差异减少。在大约415至500纳米的实验不确定性是足够小的，我们来解决一个外在的贡献，在冰中的吸收：亚微米尘埃颗粒的贡献量随深度增加，并对应于预期的增加，在末次冰盛期附近看到的东方和圆顶C冰芯。激光脉冲方法可以远程绘制尘埃浓度的总体结构与冰川冰深度的函数关系。
1997-01-30 astro-ph physics.geo-ph physics.optics
Polarization dependence of radiowave propagation through Antarctic ice
使用双基地雷达系统在冰面上，我们研究了射频反射关闭在南极冰在南极的内部层。在我们的测量中，~ ns持续时间的垂直广播无线电信号的总传播时间，作为水平面中极化轴的函数，提供了对1- 2 km深度的冰介电常数的几何依赖性的直接探测。以前在东南极洲的研究已经解释了测量的反射信号的方位角依赖性的证据，双折射引起的干扰效应，这是建议从晶体取向组构（COF）轴的优先排列。在一定程度上，COF对齐的结果，从整体流动的冰在南极大陆，我们预计在南极可测量的双折射不对称，以及。虽然我们也观察到明确的反射振幅依赖于偏振角在我们的测量中，我们没有观察到直接的证据，双折射引起的时间延迟效应在0.1份每千分之一的水平。
2008-03-30 astro-ph
The ROSAT All-Sky Survey: a Catalog of Clusters of Galaxies in a Region of 1 Ster around the South Galactic Pole
以银河南极为中心的ROSAT全天空巡天（RASS）中1.013 ster的区域，已经以系统、客观的方式对星系团进行了搜索。该程序依赖于ROSAT源的X射线位置和特性与COSMOS数字化数据库中星系分布的相关性，该数据库是通过扫描英国Schmidt IIIa-J光学南部天空巡天的底片获得的。这项研究使用了第二个ROSAT勘测数据库（RASS-2），并包括测量红移的几次光学观测活动。这次搜索是对整个南部天空进行更大规模的REFLEX调查的先驱，达到了RASS和COSMOS数据的检测极限，并产生了186个星团的目录，其中最低通量在0.1-2.4 keV波段为1.5 e-12 erg/cm 2/s。其中157个已经测量了红移。使用3.0 e-12 erg/cm 2/s的极限，得到了112个完整的星团子集，其中110个测量了红移。X射线星系团在z = 0.15的空间分布显示了本超星系团向双鱼座-鲸鱼座超星系团的延伸（z<~0.07），以及在0.07<z<0.15处更远的正交结构。
2002-01-05 astro-ph
Digging Into the Surface of the Icy Dwarf Planet Eris
本文描述了用6.5米MMT望远镜和红通道摄谱仪对冰质矮行星厄里斯的光谱观测。我们报告的相关性，这是在边缘的统计意义，蓝移和最大吸收的五个甲烷冰带之间。我们解释的相关性作为一个增加稀释的甲烷冰与另一种冰成分，可能是氮，随着深度增加到表面。我们提出了一种机制来解释氮随深度的明显增加。具体地说，如果我们看到厄里斯50度从极点（布朗和Sjerier，2008），我们现在看到的极点在远日点是在冬季黑暗的近日点。在近日点附近，升华可能在阳光照射的（夏季）半球上建立起足够的大气压力，将风吹向黑暗的（冬季）半球，在那里风会凝结。因为氮比甲烷更易挥发，也更稀少，所以它在这个季节相对较早的时候就从有阳光照射的半球升华了，所以初夏的大气中富含氮，冬季极地上沉积的冰也是如此。在这个季节的晚些时候，大部分的氮从夏季极点耗尽，但还有大量的甲烷，甲烷继续升华。在这一点上，大气中的氮更加枯竭，因为冰冻结在早期沉积的富含氮的冰之上。
2008-11-05 astro-ph
Velocity Shear of the Thick Disk from SPM3 Proper Motions at the South Galactic Pole
本文利用SPM 3星表的绝对自行和2 MASS近红外测光方法，对银河系南极方向约1200颗红巨星样品的厚盘运动学性质进行了研究。测光选择的样本主要是厚盘星，如数量密度分布所示，随着距离银道面的距离在1<z<4 kpc的范围内呈单值指数变化。厚盘的推断刻度高度为0.783 +/- 0.048 kpc。样品的运动学也与盘状运动一致。U-速度分量大致恒定，反映了太阳的特殊运动，而在平均旋转速度V中可以看到相当大的剪切。V-速度剖面与z的关系是线性的，梯度为dV/dz = -30 +/- 3 km/s/kpc。U和V方向的速度弥散显示出较小的梯度，约为9 +/- 3 km/s/kpc。我们证明，推导出的速度和速度色散的配置文件是一致的动力学平衡的假设和合理的模型的整体银河系的潜力。
2006-07-18 astro-ph
Neutrino Physics with the IceCube Detector
IceCube是一个正在南极建造的立方千米中微子望远镜。主要目标是发现高能中微子的天体物理来源。我们描述了探测器和大气μ介子中微子从2006年收集的数据与9个探测器串的结果。
2008-06-10 astro-ph
ESO Imaging Survey III. Multicolor Data near the South Galactic Pole
本文介绍了作为欧洲南方天文台成像巡天（EIS）的一部分，在南银河系极点（B块）附近的1.7平方度区域获得的卫星数据。到目前为止，已在B、V和I波段进行了观测，但预计1998年晚些时候将在U波段进行补充观测。从单次曝光图像中提取的天体目录完成了80%，直到B~24，V~23.5和I ~22.5，一旦合并，应达到约0.5等深。这些数据以目录、像素图、目标清单和图像“邮票”的形式公布，可从网上检索。计算了恒星和星系的计数以及星系的角两点关联函数，并与其他可用数据进行了比较，以评估提取的天体目录的深度和均匀性。此外，恒星物体的颜色分布，并与模型预测进行比较，以检查颜色的可靠性。结果表明，从图像中提取的目录的整体质量是好的，适合调查的科学目标。
1998-07-15 astro-ph
Particle astrophysics from the cold: Results and perspectives of IceCube
我们讨论的AMANDA中微子望远镜的结果，自2000年以来在南极运行，并介绍其公里$^3$扩展，冰立方的状态和科学潜力。
2008-02-01 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
Comparison of the atmosphere above the South Pole, Dome C and Dome A: first attempt
利用欧洲中期天气预报中心（ECMWF）的月平均分析资料，对南极内陆高原3个地点（Dome C、Dome A和南极）上空的大气特征进行了天文应用研究。在南极和圆顶C的年度时间尺度上扩展的无线电探空被用来量化的可靠性的ECMWF分析在自由大气以及在边界层和表面层，并在第一个100米以上的两个网站的平均风速的特点。以上三个网站的自由大气中的热力学不稳定性的量化与每月的理查森数的中值。我们发现，在100米以上的触发热力学不稳定性的概率是较小的内南极高原比中纬度地区。尽管与中纬度地点相比，南极地点的大气条件总体上更稳定，但冰穹C显示出比南极上空和冰穹A 100 m以上预测的更差的热力学不稳定条件。介绍了南极各地点在自由大气风速强度（欧洲中期天气预报中心分析）和表层风切变强度（无线电探空）方面的排名。
2008-06-20 astro-ph physics.ao-ph
IceHEP High Energy Physics at the South Pole
随着太阳和SN 87中微子观测作为概念的证据，更大规模的中微子实验IceCube将仔细检查其数据，以寻找新的粒子物理学。在本文中，我们回顾了实现这样一个计划的前景。我们从探测器响应的简短概述开始，并讨论“光束”亮度的范围。在此之后，我们讨论了冰立方探测中微子-核子截面偏离标准模型预测的潜力，在质心能量远远超过那些可在人造加速器。然后，我们回顾了极长基线分析的前景，并讨论了灵敏度，以测量微小的偏差的味道混合角，预计引起的量子引力效应。最后，我们讨论了潜在的发现湮灭的暗物质粒子引力被困在太阳的中心，以及过程中发生在早期宇宙的能量接近大一统规模。
2006-03-10 astro-ph hep-ph hep-th
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
