Astronomical Seeing from the Summits of the Antarctic Plateau
在南极，一个约200米厚的狭窄表面边界层内的低温湍流对天文视宁度起着主要作用。本文给出了2.4 μ m波长下的视宁度结果。该站点上方的狭窄湍流层，局限于接近表面，为自适应光学校正提供了比温带纬度站点优越得多的条件。对南极高原现有气象数据的分析表明，其山顶上的地点，如圆顶A和C，可能比南极有更好的边界层能见度。此外，反型层可能明显更窄，从而使这些位置比极点更适合于自适应光学校正。
2002-01-30 astro-ph
Cosmology from Antarctica
对CMB的观测是观测宇宙学的核心，南极高原是进行这项工作的一个非常好的地点。第一次尝试从高原观测CMB是1986年12月贝尔实验室的无线电物理研究小组对南极的考察。测量天空噪声和不透明度。结果非常令人鼓舞，在1988-1989年的南极夏季，三个CMB小组参加了“黄瓜”活动，在距离南极站2公里处建立了一个专门用于CMB各向异性测量的临时站点。随着1990年国家科学基金会科学和技术中心南极天体物理研究中心（CARA）的成立，冬季观测成为可能。南极研究中心在阿蒙森-斯科特南极站专门用于天文观测的“暗区”建立了全年观测设施。CARA科学家部署了几种天文仪器：AST/RO，SPIREX，White Dish，Python，Viper，ACBAR和DASI。到2001年，CARA和宇宙微波背景实验室在南极洲海岸麦克默多站发射的长时间气球上进行的BOOMERANG实验的数据显示，宇宙的整体几何形状是平坦的，而不是正弯曲或负弯曲。2002年，DASI小组报告了CMB中偏振的检测。这些观测结果有力地支持了宇宙学的和谐模型，即扁平宇宙的动力学由暗能量和暗物质施加的力主导。南极望远镜（SPT）是一个新运行的10米直径的偏移望远镜，旨在快速测量尺度远小于1度的各向异性。
2008-10-04 astro-ph
On Radio Detection of Ultra-High Energy Neutrinos in Antarctic Ice
宇宙学起源的高能中微子在大体积致密的、辐射透明的介质中的相互作用可以通过伴随的电磁簇射的相干切伦科夫发射来检测。南极冰满足射频中微子望远镜有效探测介质的要求。我们仔细估计的灵敏度，现实的天线深深地嵌入在冰100 MHz - 1 GHz的信号所产生的预测中微子通量从活动星系核。我们的主要结论是，{ \it单无线电接收器}可以探测一个$\sim 1$ ${\rm km}^3$体积，用于初级能量接近2 PeV的事件，并且在我们最保守的估计中，登记的事件总数大约为200到400 ${\rm year}^{-1}$。此类接收器阵列将显着提高灵敏度。无线电中微子望远镜可以直接观察和测试我们对宇宙中最强大的粒子加速器的理解，同时以前所未有的能量测试粒子物理学的标准理论。
1995-07-21 astro-ph hep-ph
Tuning into UHE Neutrinos in Antarctica - The ANITA Experiment
正在开发南极脉冲瞬态天线实验，以寻找南极冰盖中的超高能中微子相互作用（$>3\times10^{18}$ eV）。冰中的中微子相互作用将通过Askaryan效应产生无线电脉冲。冰的巨大无线电透明度使得这样的脉冲可以被一组气球天线记录下来。ANITA仪器的细节，现在在建设阶段，我们希望实现的科学进行了讨论。为了准备主要的任务，我们在2003/04年的南航季飞行了ANITA-lite。ANITA-lite由两个四脊喇叭天线和一个原型RF（射频）触发和记录系统组成。在这里，我们提出了南极洲的脉冲RF背景调查的结果，以及通过观测太阳射电辐射和校准无线电脉冲进行的原理增益，跟踪和定时校准的证明。根据ANITA-lite数据，还提出了一个初步的UHE中微子通量极限。
2005-03-14 astro-ph
Terahertz Initiatives at the Antarctic Submillimeter Telescope and Remote Observatory (AST/RO)
南极亚毫米波望远镜和远程天文台（AST/RO）是一个位于NSF阿蒙森-斯科特南极站的1.7米直径的格里高利仪器。该地点异常干燥和寒冷，为地面的太赫兹观测提供了机会。初步分析表明，南极冬季1.5THz大气窗口的天顶透明度经常超过10%。在过去的两年中，在810 GHz进行了常规观测，得到了银河系中心区域的大比例尺地图和分子云中（13）C线的测量结果。在未来两年，天文台计划支持两个太赫兹仪器：1）趋势（太赫兹接收器与铌氮化物设备-K。S. Yngvesson，马萨诸塞大学，P.I.），2）SPIFI（南极成像法布里-珀罗干涉仪--G. J. Stacey，Cornell University，P. I.）。AST/RO今后可用作其他太赫兹仪器原型的观测试验台。AST/RO上的观测时间可根据建议提供（见http：//cfa-www.harvard.edu/Rightadair/AST_RO）。
2002-05-21 astro-ph
In situ radioglaciological measurements near Taylor Dome, Antarctica and implications for UHE neutrino astronomy
中微子-冰碰撞产生的切伦科夫辐射的无线电波探测需要了解冷极地冰的射频（RF）响应。本文报道了2006年12月6日至16日在南极泰勒穹站以北约10 km处进行的一系列射电冰川测量结果。使用从以下位置广播的RF信号：a）一个内冰盘锥，浸没到100米的深度，并向一个表面双极化喇叭接收器广播，以及b）一个在表面上的双极化喇叭天线，发射从下面的床反射并向上返回到表面接收器的信号，我们已经对复冰介电常数的实部（折射率）和虚部（衰减长度）进行了时域估计。我们还测量了冰响应沿水平面内两个正交轴的均匀性。我们观察到一个波速不对称的顺序为0.1%，投影到垂直传播轴上，与以前的一些测量结果一致，但略低于别人。
2008-10-07 astro-ph
The Antarctic Submillimeter Telescope and Remote Observatory (AST/RO)
AST/RO是一台直径为1.7米的望远镜，用于波长在200至2000微米之间的天文学和高空大气学研究，于1994-1995年南极夏季安装在南极。该望远镜在整个南极冬季持续运行，主要用于对银河系和麦哲伦云的星际介质中的中性原子碳和一氧化碳进行光谱研究。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。安装了四个外差接收器、一个阵列接收器、三个声光光谱仪和一个阵列光谱仪。正在开发一个使用测辐射热阵列和太赫兹接收器的法布里-珀罗光谱仪。望远镜指向，焦点，和校准方法，以及独特的工作环境和南极的后勤要求进行了说明。
2000-12-15 astro-ph
IceCube - the next generation neutrino telescope at the South Pole
IceCube是下一代大型中微子望远镜，将在南极冰盖附近建造。我们提出的概念设计和IceCube探测器的灵敏度预测通量的中微子，大气和地球外。一个完整的模拟探测器的设计已被用来研究探测器的能力，以寻找中微子的来源，如活跃的星系，和伽马射线暴。
2002-09-26 astro-ph
IceCube: The Cubic Kilometer Neutrino Telescope at the South Pole
超高能中微子诱导反应的搜索，作为一个全面的探测中微子天空的一部分，也调查的粒子性质的暗物质，具有独特的灵敏度冷暗物质粒子的描述。我们提出了一个描述的设计，科学的动机和目标，性能和状态的冰立方实验。
2004-06-04 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
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
Icecube, the World's Largest Dark Matter Detector
冰立方是一个千米级的高能中微子观测站，目前正在南极建造。它是一个光探测器，利用南极深层冰作为相对论带电粒子感生切伦科夫光子的探测介质。这些带电粒子可以是大气μ子或来自仪器体积附近的中微子相互作用的反应产物。该实验寻找来自天体物理学来源的中微子，也可以探测来自太阳或地球中WIMP相互作用的中微子。在过去的两个南方夏天，9个冰中弦和16个冰顶表面站（计划多达80个）被成功部署，探测器一直在收集数据。在这篇论文中，冰立方的设计，现状，性能和暗物质探测灵敏度将被讨论。
2006-12-08 astro-ph
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
Optical Properties of the South Pole Ice at Depths Between 0.8 and 1 km
人们在0.8至1公里的深度对地理南极冰的光学特性进行了研究。利用AMANDA中微子探测器的激光校准装置，测量了可见光（$\sim$ 515 nm）的吸收和散射长度（\it in situ）。冰本质上是非常透明的。测得的吸收长度为59 $\pm$ 3米，与IMB和Kamiokande质子衰变和中微子实验中使用的超纯水的质量相当，比实验室冰报告的最佳值长两倍多。由于在这些深度处气泡的残余密度，光子在介质中的轨迹是随机的。假设气泡是光滑的球形，在1公里深处碰撞之间的平均距离约为25厘米。气泡上测得的逆散射长度随深度的增加而线性下降，在冰的体积调查。
1994-12-08 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
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
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
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 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
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
