Where is the best site on Earth? Domes A, B, C and F, and Ridges A and B
南极高原拥有地球上最适合进行多种形式天文学研究的地点，但没有一个现有的基地是以天文学为主要动机选择的。在这篇文章中，我们试图系统地比较潜在的天文台站点的优点。我们包括南极，圆顶A，C和F，还有山脊B（从圆顶A东北走向），我们称之为“山脊A”（从圆顶A西南走向）。我们的分析结合了卫星数据、已发表的结果和大气模型，比较了每个站点的边界层、天气、极光、气辉、可降水量、热天空辐射、表面温度和自由大气。我们发现，所有的南极网站可能会受到损害的气辉和极光的光学工作。在现有基地的网站中，圆顶A很容易成为最好的整体;但我们发现山脊A提供了一个更好的网站。我们也发现Dome F是一个非常好的网站。圆顶C作为热红外或太赫兹站点不太好，但能够利用春季期间南极洲上空预测的“OH洞”。
2009-09-01 astro-ph.IM
Research and calibration of Acoustic Sensors in ice within the SPATS (South Pole Acoustic Test Setup) project
我们目前的发展工作，旨在对一个大规模的冰为基础的混合探测器，包括声学传感器的中微子在GZK范围内的检测。一个设施的特性和校准的声学传感器在明确的（无气泡）冰已经开发和第一次测量在这个设施完成。此外，谐振传感器的主要目的是在南极冰的环境噪声的特性已经开发，并给出了一些数据，从其性能。
2010-10-13 astro-ph.IM
Design and performance of the South Pole Acoustic Test Setup
南极声学测试装置（SPATS）的建立是为了评估南极冰在10 kHz至100 kHz频率范围内的声学特性，以评估南极声学中微子探测阵列的可行性。SPATS硬件包括四个垂直的字符串部署在南极冰盖的上部500米。这些字符串形成梯形阵列，最大基线为543米。每个串有7个阶段，配备一个变送器和一个传感器模块。声音由模块内部的压电陶瓷元件检测或产生。探测信号通过电缆发送到地面，在那里由基于PC的数据采集系统进行数字化。所有字符串的数据都被收集在冰立方实验室的中央计算机上，然后通过卫星链路发送到中央数据存储设施，或者存储在本地磁带上。介绍了SPATS及其性能的技术概述。
2011-05-22 astro-ph.IM
Acoustic transient event reconstruction and sensitivity studies with the South Pole Acoustic Test Setup
南极声学测试装置（SPATS）由四根弦组成，每根弦上装有七个声学传感器和发射器，部署在IceCube孔的上部500米处。自2008年8月底以来，SPATS以瞬态模式运行，其中每个串的三个传感器通道位于三个不同的深度，用于在10至100 kHz频率范围内采集触发数据。这允许以高精度重建声学信号源在南极冰中的位置。识别来自重新冻结IceCube孔的声学信号。所有探测到的声学事件都与南极人类活动造成的源有关。此外，已通过模拟确定了IceCube仪器区以外的中微子相互作用的敏感体积，并推导出高能中微子的通量极限。
2010-10-14 astro-ph.IM
A VLBI receiving system for the South Pole Telescope
事件视界望远镜（Event Horizon Telescope，EHT）是一个甚长基线干涉测量（VLBI）实验，旨在以与事件视界尺度相当的角分辨率观测超大质量黑洞。南极在阵列中占据重要位置，大大增加了其南北向范围，从而增加了其分辨率。南极望远镜（SPT）是一个直径10米的毫米波长望远镜，用于对宇宙微波背景进行测热观测。为了使VLBI观测与SPT，我们已经建立了一个相干的信号链适合南极环境。双频接收机采用了最先进的SIS混频器，安装在SPT接收机舱内。VLBI信号链还包括一个记录系统和与氢脉泽相连的参考频率发生器。在这里，我们详细描述了SPT VLBI系统的设计，并提出了实验室测量和天空的结果。
2018-06-01 astro-ph.IM
Four winters of photometry with ASTEP South at Dome C, Antarctica
南极冰穹C是一个很有前途的测光观测地点，这要归功于南极冬季连续的夜晚和有利的天气条件。我们开发了一些仪器，以评估该地点在可见光光度测量方面的质量，并通过南极寻找凌日系外行星项目探测和确定可变物体的特征。我们提出了全面的分析，四个冬天收集的数据与ASTEP南，一个10厘米的折射不断指向天体南极。多年来，我们改进了仪器，并开发了具体的数据处理方法。我们在整个冬季进行了几乎不间断的观测。我们在579-642 nm波段测量了20 mag arcsec $^{-2}$的平均天空背景。我们建立了6000颗恒星的光变曲线，并开发了一个模型来从光变曲线本身推断圆顶C的光度质量。天气在$67.1\pm4.2$ %的时间内是测光的，而在$21.8\pm2.0$ %的时间内是遮天蔽日的。剩余时间对应于低质量数据或冬季风暴。我们分析了$σ$ Oct和HD 184465的光变曲线，发现它们的主频率振幅在四年中分别变化了3.5和6.7倍。我们还确定了34个新的变星和8个新的食双星，周期从0.17到81天不等。我们用ASTEP South实现的相位覆盖对于地面仪器来说是例外的，数据质量使我们能够探测和研究可变物体。这些结果表明，高品质的圆顶C测光在可见光和时间序列观测一般。
2018-12-19 astro-ph.EP astro-ph.IM
Status and recent results of the South Pole Acoustic Test Setup
南极声学测试装置（SPATS）已被部署，以研究在南极周围的南极冰声学中微子探测的可行性。一个四串的阵列配备了声学接收器和发射器，永久安装在上部500米的钻孔钻的冰立方中微子天文台，和一个可回收的发射器，可用于水填充孔安装前的冰立方光学字符串被用来测量冰的声学特性。这些包括声速及其深度依赖性、衰减长度、噪声水平以及在10 kHz至100 kHz的相关频率范围内瞬态背景源的速率和性质。SPATS自2007年1月以来成功运作，能够测量或限制所有参数。我们介绍了SPATS的最新结果，并讨论了它们对未来南极声学中微子探测活动的影响。
2010-10-11 astro-ph.IM
ASTEP South: An Antarctic Search for Transiting ExoPlanets around the celestial South pole
ASTEP南部是ASTEP项目（南极寻找凌日系外行星）的第一阶段。该仪器是一个固定的10厘米折射仪，在一个热化盒中装有一个4kx 4k的CCD相机，连续指向以天体南极为中心的3.88度x3.88度视场。ASTEP South于2008年6月全面投入使用，并在2008年南极冬季获得了1592小时的数据。数据质量良好，但分析必须考虑到由于地面视宁度变化和仪器效应而引起的点扩散函数的变化。指向方向在每天的时间尺度上稳定在10角秒内，并且在50天内仅漂移34角秒。一个真正连续的明亮恒星测光是可能的，在6月（中午的天空背景在6月22日达到峰值，R=15 arcsec-2），但在7月变得具有挑战性（中午的天空背景震级是R=12.5 arcsec？7月20日2）。天气状况是根据现场探测到的恒星数量来估计的。对于2008年冬季，统计数据在56. 3%至68. 4%之间的优良天气，17. 9%至30%的面纱天气和13. 7%的恶劣天气。使用这些结果中的概率分析过境检测，我们表明，在一个给定的领域过境系外行星的检测效率提高在圆顶C相比，一个温和的网站，如拉西拉。例如，我们估计，一个为期一年的10厘米折射望远镜的活动可以达到69%的效率在圆顶C与45%在拉西拉检测2天周期的巨行星周围的目标恒星从10到15等。这显示了Dome C在测光和未来行星发现方面的巨大潜力。[简短摘要]
2009-12-14 astro-ph.IM
Design, Modeling and Testing of the Askaryan Radio Array South Pole Autonomous Renewable Power Stations
我们描述了Askaryan无线电阵列（ARA）自主可再生发电站的设计，建造和运营，该发电站于2010年12月首次安装在南极，其目标是提供能够在极端环境中全年运行的独立运行的100 W电源。除了在南极的粒子天体物理学应用之外，这样一个台站可以很容易地扩展到其他地方，而且已经扩展到其他地方，如本文所述。
2014-03-06 astro-ph.IM physics.ins-det
Modelling ice birefringence and oblique radio wave propagation for neutrino detection at the South Pole
本文利用SPICE冰芯组构数据建立冰双折射边界模型，解释ARA实验观测到的极化时间延迟，并提出可利用冰双折射约束中微子作用距离以辅助能量重建。
2019-10-03 astro-ph.IM
Study of electromagnetic backgrounds in the 25-300 MHz frequency band at the South Pole
广泛的空气簇射可以用无线电表面探测器通过无线电信号探测到。一个很有前途的理论的主要发射过程是相干同步辐射发射的e+ e-簇射粒子在地球的磁场（地球同步辐射效应）。无线电空气簇射探测器可以扩展IceTop，IceCube顶部的空气簇射探测器。这可以增加冰顶的灵敏度，以更高的淋浴能量和倾斜的淋浴显着。来自空气簇射的μ子是中微子望远镜IceCube背景的主要部分。因此，表面无线电空气簇射探测器可以作为这种μ子背景的否决探测器。在2007年，用单天线进行的初始无线电背景测量揭示了一个连续的电磁背景，预示着无线电空气簇射探测的低能量阈值。然而，短脉冲无线电干扰可以模拟真实信号，并且必须在感兴趣的频率范围内进行识别。2009年南极冬季，在南极用两种不同类型的地面天线测量了电磁背景的这些特性。总共四个天线被放置在距离彼此最多400米的地方。2010年，一个小型的八通道地面探测器将在南极雪地上测试一种带有大型偶极天线的幅度阈值自触发策略。将描述安装。
2010-07-21 astro-ph.IM
Assessments of Ali, Dome A, and Summit Camp for Mm-wave Observations Using MERRA-2 Reanalysis
最新的MERRA-2再分析现代卫星测量为大气数据提供了前所未有的一致性和保真度。在本文中，这些数据被用来评估毫米波（mm波）观测的五个站点。这些地点包括两个已建立的地点（南极和阿塔卡马的Chajnantor）和三个新的地点（西藏阿里;南极洲的Dome A和格陵兰的Summit Camp）。推导并比较了大气的可降水量、天空亮温起伏、冰和液态水路径等大气特性。圆顶A出现是最好的评估，与PWV和波动小于第二个最好的网站，南极，超过2倍。据发现，阿里（6，100米）较高的网站与Cerro Chajnantor（5，612米）在传输和稳定性方面不相上下。计划在90/150 GHz进行第一阶段观测的阿里较低的站点（5，250米）提供了与Chajnantor高原相当的条件。这些分析证实，阿里是北半球一个优秀的毫米波站点，将补充南半球的成熟站点。分析还发现，Summit Camp的观测条件与Cerro Chajnantor相当。尽管它更容易受到液态水云的影响。
2017-07-26 astro-ph.CO astro-ph.IM
Atmospheric neutrino flux at INO, South Pole and Pyhäsalmi
本文给出了INO、南极和Pyhäsalmi中微子实验中大气中微子通量的计算。用大气宇宙线模拟程序ATMNC计算了中微子通量。由于地磁场的影响，即使使用相同的一次通量模型和相互作用模型，计算的大气中微子通量也会因地点不同而不同。本文对这些通量的预测将在实验分析中得到很好的应用。
2012-10-18 astro-ph.IM hep-ph
Acoustic detection of astrophysical neutrinos in South Pole ice
当高能粒子在稠密介质中相互作用产生粒子簇射时，大部分簇射能量作为热量沉积在介质中。这导致介质局部膨胀并发射具有10 kHz量级的介质相关峰值频率的冲击波。特别是在南极冰中，介质的弹性特性已经被理论化，以提供粒子能量与声能的良好耦合。理论上，声衰减长度为几公里，这可以使一个稀疏的仪器大体积探测器搜索来自高能天体物理中微子的罕见信号。我们模拟了IceCube阵列的混合光学/无线电/声学扩展，专门用于同时用多种方法检测宇宙成因（GZK）中微子，以实现对所发现信号的高置信度，并测量GZK中微子的角度，时间和光谱分布。这项工作推动了南极声学测试装置（SPATS）的设计、部署和运行。SPATS的主要目的是测量南极的声衰减长度、声速剖面、本底噪声和瞬态噪声源\emph{in situ}。我们描述了SPATS的设计，性能和结果。我们测量了200米和500米深度之间的完全致密的冰的声速为3878 $\pm$ 12米/秒的压力波和1975.8 $\pm$ 8.0米/秒的剪切波。我们测量的声振幅衰减长度为316 $\pm$ 105 m。我们测量的背景噪声是高斯的，并且在从一秒到两年的所有时间尺度上都非常稳定。最后，我们在一年多的高质量瞬态数据采集中发现了一组有趣的重建良好的瞬态事件。最后，我们讨论了SPATS的下一步是什么和声学中微子探测冰的前景。
2011-12-30 astro-ph.IM
Prospects for a radio air-shower detector at South Pole
冰立方不仅是目前最大的中微子望远镜，而且也是世界上研究PeV至EeV范围内宇宙射线的最具竞争力的仪器之一，在该范围内，应该发生从银河系到河外来源的转变。用10-100兆赫范围的无线电传感器阵列进一步扩大该观测站，还将能够观测到来自空气簇射的地磁无线电发射。由无线电传感器、IceTop的地面采样站和IceCube的冰中光学模块组成的三重技术阵列将提供关于簇射发展的补充信息，这将大大提高对宇宙射线的认识，并增强观测站物理学范围的许多方面。在这里，我们提出了第一个结果，从两个探索设置部署在南极。从连续两个季节的数据中进行的噪声测量表明，专门为此目的设计的天线的预测和观察到的响应非常一致。射电背景被发现是高度占主导地位的银河噪声与一个惊人的缺乏人为的无线电发射器的频带从25-300兆赫。出于良好的适用性的位置，我们提出了第一个性能研究的建议无线电空气簇射测试阵列（RASTA）使用详细的蒙特卡罗模拟，并讨论其安装的前景。
2012-10-31 astro-ph.IM
Status of the IceTop air shower array at the South Pole
冰顶空气簇射阵列是冰立方中微子天文台位于南极的表面组件。IceTop和IceCube的结合提供了一种新的强大工具，通过探测与地下深处探测器中的μ子束重合的地表电磁分量，来测量能量范围在约300 TeV和1 EeV之间的宇宙射线成分。本文将概述探测器的现状，并将介绍第一批物理结果。
2012-02-13 astro-ph.HE astro-ph.IM
Determining the orientation of radio antennas at the South Pole using Galactic noise measurements
本文提出利用银河背景噪声的周期性变化来确定南极无线电天线朝向的新方法，可作为GPS测量的替代或补充，以提升空气簇射重建精度。
2025-07-09 astro-ph.HE astro-ph.IM
Measurement of sound speed vs. depth in South Pole ice for neutrino astronomy
我们已经测量了压力波和剪切波的速度作为深度的函数之间的80和500米的深度在南极冰的精度优于1%。测量是使用南极声学测试装置（{SPATS}）进行的，这是一个部署在南极站冰中的发射器和传感器阵列，目的是测量与天体物理中微子声学探测有关的声学特性。变送器和传感器使用工作频率为$\sim$ 5-25 kHz的压电陶瓷。在200 m和500 m深度之间，测得的剖面与声速随深度的零变化一致，导致压力波和剪切波的折射为零。我们还进行了一项补充研究，其特征是爆炸信号从50米到2250米的深度传播，从中我们确定了一个压力波速度值，该值与在较浅深度和较高频率下工作的传感器确定的压力波速度值一致。这些结果对中微子天文学有着令人鼓舞的意义：200米以上的声波折射可以忽略不计，这表明可以实现良好的中微子方向和能量重建，以及与背景事件的分离。
2009-09-14 astro-ph.HE astro-ph.IM
Machine learning techniques to select Be star candidates. An application in the OGLE-IV Gaia south ecliptic pole field
统计模式识别方法以相对较低的计算成本为变星分类提供了有竞争力的解决方案。为了进行监督分类，提出了一组特征，并用于训练自动分类系统。在以往的研究中，光变曲线的幅值密度和它们的傅里叶系数相关的能量被选为特征。然而，这些特征中的一些特征对于异常值的存在并不鲁棒，并且傅立叶系数的计算对于大数据集在计算上是昂贵的。我们提出了一套新的强大的功能，使用监督分类器，以寻找新的恒星候选人在OGLE-IV盖亚南黄道极场的性能进行评估。我们计算了六种类型的变星和一组被明星候选人在文献中报道的建议设置的功能。我们使用分类树和随机森林以及K-最近邻、支持向量机和梯度提升树方法来评估这些特征的性能。我们使用10倍交叉验证和网格搜索来调整分类器。我们验证了一组OGLE-IV光变曲线上的最佳分类器的性能，并将其应用于寻找新的Be星候选人。随机森林分类器优于其他分类器。通过使用随机森林分类器和颜色标准，我们发现了50颗在盖亚南黄道极场方向的Be候选恒星，其中四颗具有与Herbig Ae/Be恒星一致的红外颜色。监督方法对于从大型数据库中获取变星的初步样本是非常有用的。像往常一样，被归类为Be星候选者的恒星必须检查它们的颜色和光谱特征。
2017-07-14 astro-ph.IM
Search for PeVatrons at the Galactic Center using a radio air-shower array at the South Pole
南极是冰立方中微子天文台的所在地，它对银河系中心有一个完整的、全天候的曝光。因此，它是寻找来自银河系中心的PeV能量的伽马射线的理想位置。然而，由于银河系中心海拔较低，使用宇宙射线粒子探测器很难探测到这些伽马射线引发的空气簇射。在这种情况下，使用天线来测量这些空气簇射的无线电足迹将有所帮助，并将允许24/7的操作时间。到目前为止，无线电技术只探测到能量远高于10 PeV的空气簇射。因此，为了探测PeV能量的伽马射线簇射，必须降低能量阈值。这可以通过优化频带以获得更高水平的信噪比来实现。通过这种方法，可以在南极测量具有高倾角的PeV伽马射线簇射。
2021-05-28 astro-ph.HE astro-ph.IM
Opportunities for Gravitational Wave Physics at the South Pole
Harvard University（哈佛大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Stanford University（斯坦福大学）；Northwestern University（西北大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
在南极部署长基线原子干涉仪可扩展引力波探测网络并测试基础物理。
2026-05-14 astro-ph.IM gr-qc hep-ph
Tilted Beam Measurement of VLBI Receiver for the South Pole Telescope
我们已经开发了一个230和345 GHz的甚长基线干涉测量（VLBI）接收器的南极望远镜（SPT）。安装了接收器后，小组委员会加入了全球事件视界望远镜阵列。接收器光学器件通过围绕光轴旋转第三反射镜来选择230或345 GHz混频器，将主光线从第二反射镜引导到所选频带的馈电喇叭。第三级安装在接收器低温恒温器的顶部，其中包含两个混合器组件。馈电喇叭对称地放置在望远镜光学系统的中心线上，并从垂直平面向内倾斜5.7度，使得它们的光束在第三反射镜上的主光线相交处相交。我们在这两个频段上对SPT VLBI接收机进行了矢量波束测量。测量保留了波束的相对位置，以建立两个喇叭的相位中心的相对位置。在低温恒温器上方的两个平行参考平面中的测量用于抑制反射光。为了模拟的光束，我们推导出一个一般的表达式的电场矢量的测量平面上的倾斜的光束和推断的馈电喇叭的位置参数的两个频带通过拟合模型的数据与马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法。推导出的馈电喇叭倾角等参数与设计结果吻合较好。给出了测量装置、光束的振幅和相位图以及拟合结果。
2018-09-23 astro-ph.IM
Optical Characterization of the Keck Array Polarimeter at the South Pole
凯克阵列（SPUD）是一组微波偏振仪，从南极以度角尺度进行观测，以寻找宇宙微波背景（CMB）中B模式偏振的暴胀特征。前三个凯克阵列接收器在2010-2011年夏季部署，随后在2011-2012年夏季部署了两个新的接收器，完成了完整的五个接收器阵列。所有五个接收器目前都在150 GHz进行观测。Keck阵列采用经现场验证的BICEP/BICEP 2策略，使用小型、冷、轴上折射光学器件，在保持大视场的同时提供出色的系统控制。该设计允许使用地面上的微波源对远场光学性能进行全面表征。我们描述了我们的努力，以表征主光束形状和光束形状不匹配的共定位的正交偏振探测器对之间，并讨论了测量的差分光束参数的影响，在CMB分析的温度偏振泄漏。
2012-08-03 astro-ph.IM
SPT-SLIM: A Line Intensity Mapping Pathfinder for the South Pole Telescope
南极望远镜夏季线强度映射器（SPT-SLIM）是一个探路者实验，将演示使用片上滤波器组光谱仪进行毫米波线强度映射（LIM）。SPT-SLIM焦平面由18个双偏振R=300滤波器组光谱仪组成，覆盖120-180 GHz，耦合到铝动力学电感探测器。一个紧凑的低温恒温器将探测器保持在100 mK，并在不移除SPT-3G接收器的情况下进行观测。SPT-SLIM将在2023-24年南半球夏季部署到10米南极望远镜进行观测。我们讨论了整体仪器设计，预期的检测器性能和灵敏度的LIM信号从CO在0.5 < z < 2。SPT-SLIM所展示的技术和观测技术将使下一代LIM实验能够将宇宙学限制在星系调查的红移范围之外。
2021-11-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
New IceTop Trigger in the context of the planned IceCube Surface Detector Enhancement at the South Pole
针对 IceTop 积雪导致灵敏度下降及现有触发器对倾斜簇射效率不足的问题，本文研究基于单水箱击中多重数的新触发器，并通过模拟和南极一天测试验证其性能。
2024-01-22 astro-ph.HE astro-ph.IM
Multichroic TES Bolometers and Galaxy Cluster Mass Scaling Relations with the South Pole Telescope
南极望远镜（英语：South Pole Telescope）是一个高分辨率的微波频率望远镜，用于观测宇宙微波背景（CMB）。到目前为止，已经在SPT上安装了两台摄像机，对CMB进行了两次调查，第一次是强度调查（SPT-SZ），第二次是强度和偏振调查（SPTpol）。目前正在开发第三代偏振敏感相机（SPT-3G）。本论文介绍了工作跨越所有三个仪器上的SPT。我提出我的工作在时间颠倒的顺序，遵循仪器开发，部署和分析的规范叙述。首先，新的3波段多色过渡边缘传感器（TES）的SPT-3G实验测辐射热计的开发和测试进行了详细说明，其次是频率复用低温读出电子的SPTpol实验的开发和部署，并得出结论与SPT-SZ仪器所采取的数据分析。我描述了一个贝叶斯似然为基础的方法，我开发的测量综合康普顿化（YSZ）的星系团的Sunyaev-Zel 'dovich（SZ）效应，并限制星系团YSZ质量标度关系的发展。
2016-01-20 astro-ph.CO astro-ph.IM
Optical turbulence: site selection above the internal Antarctic plateau with a mesoscale model
大气中尺度模式可以提供独特的潜力，以表征和区分潜在的天文站点。我们的团队最近完全验证了Dome C上方的Meso-Nh模型（Lascaux et al. 2009，2010）。使用冬季期间在Dome C进行的所有CN 2剖面测量（15个夜晚）（Trinquet等人，2008年），我们证明了该模型可以在丰富的统计样本上重建表征南极点湍流特征的所有三个最重要参数的可靠值：表层厚度、自由大气和表层的视宁度。使用在Dome C上方验证的相同Meso-Nh模型配置，现在正在对南极高原上方的其他地点进行扩展研究，更准确地说是南极和Dome A。在这方面的贡献，我们提出了最重要的模型验证过程中获得的结果和内部高原以上不同的天文站点之间的比较所获得的结果。Meso-Nh模型证实了其在区分不同光学湍流行为方面的能力，并且有证据表明三个站点在视宁度和表层厚度方面具有不同的特性。我们强调，这项研究提供了第一个均匀的估计，与可比的统计数据，在整个20-22公里以上的圆顶C，南极和圆顶A的地面上发展的光学湍流。
2010-11-25 astro-ph.IM physics.ao-ph
Development of MKIDs for measurement of the Cosmic Microwave Background with the South Pole Telescope
我们目前的设计，模拟和初始测试结果的原型探测器的第四代接收器的南极望远镜（SPT）的细节。SPT-3G+针对探测宇宙微波背景（CMB）的关键次级各向异性进行了优化，将在220、285和345 GHz处测量毫米/亚毫米天空的温度和偏振，超出CMB黑体光谱的峰值。SPT-3G+焦平面将安装微波动力学电感探测器（MKID），从而显著提高探测器密度，降低低温复杂性。我们提出了在每个SPT-3G+观测频率下单色双偏振MKID像素的模拟支持设计。我们进一步描述了设计选择，以促进谐振器的质量和均匀性，使我们能够最大限度地提高可用的读出带宽。我们还讨论了制造过程中，使这些设备的快速生产方面，并提出了一系列的原型设备的初始暗特性。
2021-11-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
Results from the DM-Ice17 Dark Matter Experiment at the South Pole
DM-Ice是一个分阶段的实验计划，使用低背景NaI（Tl）晶体，目的是明确地测试DAMA实验探测暗物质的声明。由17公斤碘化钠（铊）组成的DM-Ice 17已在南极冰层2457米深处连续运行了五年多，证明了在南极冰层进行低本底实验的可行性。研究的低，高能量谱，年度调制分析，和WIMP排斥限制的基础上运行的DM-Ice 17的物理。我们还讨论了一个新的联合物理运行，COSINE-100，在韩国的阳阳地下实验室升级探测器的计划和预计的灵敏度。
2016-12-22 astro-ph.CO astro-ph.IM hep-ex
Next-Generation Geodesy at the Lunar South Pole: An Opportunity Enabled by the Artemis III Crew
月球后向反射器阵列（LRA）由阿波罗时代放置在月球近侧的角隅反射器（CCR）组成，已经通过正在进行的月球激光测距（LLR）实验证明了其寿命长，成本效益高，易于部署，最重要的是其跨学科的科学影响。人类对月球南部极地地区的探索提供了一个独特的机会，可以在这一遗产的基础上再接再厉，为未来几十年的阿尔忒弥斯科学回归做出贡献。在这里，我们概述了扩展的科学目标，可实现的大地测量跟踪装置的部署阿耳忒弥斯三号船员。
2020-09-08 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Detecting neutrinos in IceCube with Cherenkov light in the South Pole ice
本研究介绍IceCube中微子观测站依托南极冰切伦科夫光的探测原理与成果，同时阐述IceCube升级项目的构型、设备与科学目标，及其对下一代IceCube Gen2的设计指导意义。
2022-12-23 astro-ph.IM physics.data-an
Probing the angular and polarization reconstruction of the ARIANNA detector at the South Pole
超高能（UHE）宇宙射线的能量可达10 ^20 eV，其来源仍然是一个谜。UHE中微子可能为理解宇宙射线源的性质提供重要线索。ARIANNA的目标是通过中微子与冰相互作用时粒子簇射的无线电（Askaryan）发射来探测UHE中微子，这是能量在10^16 eV和10^20 eV之间的中微子的有效方法。阿丽亚娜无线电探测器位于南极冰层表面之下。中微子观测要求无线电脉冲以最小的冰和雪介质失真传播到地面的天线。利用南极冰芯项目的剩余洞，从雪面以下1.7公里处的发射机发射了无线电脉冲。通过测量这些信号与ARIANNA地面站，角度和偏振重建能力进行了量化，这是需要测量的中微子的方向。在对探测器响应的原始信号和通过冰传播的衰减进行去卷积之后，信号脉冲没有显示出明显的失真，并且与在消声室中进行的发射器的参考测量一致。此外，信号脉冲揭示没有显着的双折射，我们测试的几何形状，主要是垂直冰传播。发射的无线电脉冲的起源进行了测量，角分辨率为0.37度，表明中微子的方向可以确定具有良好的精度，如果可以很好地确定无线电脉冲的偏振。在本研究中，我们得到了2.7度的偏振矢量的分辨率。这两项衡量都没有显示出与预期的重大偏差。
2020-09-30 astro-ph.IM
2022 Upgrade and Improved Low Frequency Camera Sensitivity for CMB Observation at the South Pole
用多频宇宙微波背景（CMB）观测来限制银河系前景是最终达到测量原始引力波（PGW）灵敏度的重要一步，原始引力波是大爆炸后的暴胀信号，将印在CMB上。BICEP阵列望远镜是一套多频相机，旨在通过CMB B模式搜索限制暴胀的能量尺度，同时控制偏振的银河前景。自2020年以来，最低频率的BICEP阵列接收器（BA1）一直在南极进行观测，并提供30 GHz和40 GHz的数据来表征我们CMB地图中的银河系同步加速器。在本文中，我们提出了BA 1探测器的设计和相机的完整光学特性，包括在南极的天空性能。本文还介绍了在第一个观测季节的设计挑战，包括带外光子对探测器性能的影响。它还描述了为诊断这种影响而进行的测试，以及最大限度地减少这些光子的新升级，以及在2022年部署季节安装更多的二向色探测器以提高BA1的灵敏度。最后，我们报告背景噪声测量的探测器的目标，光子噪声占主导地位的探测器在两个光学通道。与上一个部署季节相比，BA1实现了映射速度的提高。
2022-08-01 astro-ph.IM
South Pole-Aitken basin sample Return and eXploration (SPARX) Science Definition Team Report
SPARX报告针对月球南极-艾特肯盆地样本返回任务，提出优先科学目标、测量要求与设计参考任务，旨在变革月球科学并推动可持续月球探索。
2026-09-25 astro-ph.EP astro-ph.IM
Polarization Calibration of the BICEP3 CMB polarimeter at the South Pole
BICEP 3 CMB偏振仪是一个位于南极的小孔径折射望远镜，专门用于搜索宇宙微波背景（CMB）中可能存在的暴胀引力波信号。该实验通过对耦合到过渡边缘传感器（TES）探测器的正交极化天线的信号进行差分来测量天空中的极化。我们根据2018年1月采集的校准数据，对几乎所有BICEP 3 $\sim800$功能偏振敏感探测器对的绝对偏振响应角和偏振效率进行了精确测量。使用旋转偏振源（RPS），我们映射的偏振响应，每个探测器在一个完整的360度的源旋转和多个望远镜bodies旋转，每对偏振特性进行了估计。在未来的工作中，这些结果将被用来约束奇异物理模型，如宇宙生物学预测的信号。
2020-12-10 astro-ph.IM
The 10 Meter South Pole Telescope
南极望远镜（SPT）是一台直径10 m、宽视场、偏置格里高利望远镜，配备966像素、多色、毫米波、测辐射热计相机。它位于南极洲的阿蒙森-斯科特南极站。SPT的设计强调对溢出和散射的仔细控制，以最大限度地减少由于地面拾取而产生的噪声和错误信号。关键的初步项目是在3、2和1.3毫米波长上进行大面积测量，通过Sunyaev-Zeldovich效应探测星系团，并测量宇宙微波背景的小尺度角功率谱。这些数据将用于描述原始物质的功率谱，并对暗能量的状态方程进行约束。第二代相机将测量CMB的偏振，可能导致对中微子质量和暴胀能量尺度的限制。
2011-03-04 astro-ph.CO astro-ph.IM
Design of SPT-SLIM focal plane; a spectroscopic imaging array for the South Pole Telescope
夏季线强度测绘仪（英语：Summertime Line Intensity Mapper，缩写：SLIM）是南极望远镜（英语：South Pole Telescope，缩写：SPT）的一个毫米波线强度测绘（mm-LIM）实验。SPT-SLIM的目标是作为一个技术和科学的探路者，用于演示未来mm-LIM实验的多像素超导滤波器组光谱仪的适用性和现场性能。SPT-SLIM焦平面计划在2023- 2024年南半球夏季部署，将包括18个双偏振像素，每个像素耦合到跨越2 mm大气窗口（120-180 GHz）的$R = λ/Δλ$ = 300薄膜微带滤波器组光谱仪。每个单独的光谱通道馈入微带耦合集总元件动态电感检测器，该检测器为SPT-SLIM所需的10 k检测器提供高度多路复用的读出。在这里，我们提出了一个概述的SPT-SLIM焦平面阵列的关键方面的初步设计，检测器架构和预测性能的描述，以及将用于通知SPT-SLIM光谱仪阵列的最终设计的初始测试结果。
2021-11-08 astro-ph.IM physics.ins-det
A High-Cadence UV-Optical Telescope Suite On The Lunar South Pole
我们建议部署一套望远镜作为Artemis III人类载人远征月球南极的一部分，能够收集宽视场同时远紫外线（UV），近紫外线和光学波段图像，并以快速的节奏（10秒）连续数小时观察天空的一部分。光学领域的宽视场、高节奏监测为系外行星、恒星天体物理学和天文瞬变等领域提供了新的科学突破。类似的观测无法在地球大气层内的紫外线中进行，但可以在月球表面进行。拟议的观测将有助于研究近距离巨型系外行星的大气逃逸、系外行星磁层、恒星耀斑形成的物理学、恒星耀斑对系外行星可居住性的影响、热致密恒星的内部恒星结构以及超新星和新星的早期演化，以更好地了解它们的祖先和形成机制。
2020-09-30 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
South Pole Telescope Software Systems: Control, Monitoring, and Data Acquisition
我们提出了用于控制和操作南极望远镜的软件系统。南极望远镜是一台10米毫米波长望远镜，设计用于以角分角分辨率测量宇宙微波背景的各向异性。在2011/12年的南方夏季，SPT配备了一台新的偏振敏感相机，该相机由1536个过渡边缘传感器测辐射热计组成。测辐射热计使用36个独立的数字频率复用（\dfmux）读出板读出，每个板都有自己的嵌入式处理器。这些自主板通过板上软件和固件控制和读取来自焦平面的数据。运行在单独控制计算机上的总体控制软件系统控制\dfmux板、低温恒温器和望远镜操作的所有其他方面。该控制软件实时收集和监控数据，并将数据存储到磁盘上，以便传输到美国进行分析。
2012-10-17 astro-ph.CO astro-ph.IM
The First Public Release of South Pole Telescope Data: Maps of a 95-square-degree Field from 2008 Observations
南极望远镜（SPT）已经在三个频段完成了对南部天空2500平方度的调查。在这里，我们提出了第一个公开发布的SPT地图和相关的数据产品。我们目前的弧分分辨率地图在150 GHz和220 GHz的一个约95平方度的领域为中心的R. A。82.7度，decl. -55度在2008年南半球冬季，在150 GHz和41 micro-K arcmin在220 GHz的深度观察到的字段约17 micro-K arcmin。两种变化的地图过滤和地图投影，一个定制的生产目录的星系团检测通过其Sunyaev-Zel'dovich效应签名和一个定制的生产目录的发射源。我们描述了数据处理管道，我们提出了仪器响应函数，滤波器传递函数，和地图噪声属性。本文中描述的所有数据产品都可以在http://pole.uchicago.edu/public/data/maps/ra5h30dec-55和NASA微波背景数据分析服务器的遗产档案中下载。这是最终发布2500平方度SPT调查数据的第一步。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.IM
Managing Activities at the Lunar Poles for Science
月球两极是一个独特的环境，既有巨大的科学价值，也有越来越多的商业价值。因此，在以下两个目标之间存在着紧张关系：（a）出于科学和商业目的探索月球极地，并最终支持月球经济;（b）尽量减少对月球极地地区的环境影响，以便为未来的科学调查保护它们。我们认为，在这些同样重要的目标之间的最佳折衷办法是将科学和商业活动限制在月球南极，同时暂停在北极的活动，直到充分了解人类在南极活动的全部后果并制定缓解协议。根据月球探测的进展速度，这种暂停可能会持续几十年，以便适当评估南极周围地区探测和商业活动的影响。一个长期的可能性可能是考虑将月球北极地区指定为（可能是临时的）行星公园。类似的保护地位也可能适用于其他独特的月球环境，以及太阳系其他地方的其他科学重要地点。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.soc-ph
GaLactic and Extragalactic All-sky Murchison Widefield Array (GLEAM) survey III: South Galactic Pole data release
我们目前的南银河极点（SGP）的数据发布从银河系和河外全天空默奇森宽场阵列（GLEAM）调查。这些数据结合了使用默奇森宽场阵列（MWA）在72-231 MHz进行的两年GLEAM观测，覆盖了以SGP为中心的5，113 $\mathrm{deg}^2$的区域，20 $^\mathrm{h}$ 40 $^\mathrm{m}$ < RA < 05 $^\mathrm{h}$ 04 $^\mathrm{m}$和$-48°$ < Dec < $-2°$。在216 MHz时，典型均方根噪声为$\approx 5$ mJ/光束，角分辨率为$\approx 2$ arcmin。源目录共载有108，851个$5σ$以上的成分，其中77%测得的频谱指数在72至231兆赫之间。本版本中对数据简化的改进包括使用GLEAM河外星表作为天空模型来校准数据，使用更有效和自动化的算法来对快照图像进行去卷积，以及使用更准确的初级束模型来校正通量尺度。这一数据的发布使得能够对河外源群进行更敏感的大规模研究，并在一年的时间尺度上进行光谱变异性研究。
2021-08-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
Physics Potential of a Radio Surface Array at the South Pole (ARENA 2018)
无线电天线的表面阵列将提高IceTop阵列的性能，并实现新的互补科学目标。首先，宇宙射线空气簇射的准确性将得到提高，因为无线电阵列提供了电磁分量的量热测量，并且对簇射最大值的位置很敏感。这种增强的精度可以用来更好地测量质量组成，寻找可能的质量依赖的各向异性的宇宙射线的到达方向，以及更彻底的测试强子相互作用模型。其次，射电阵列对倾斜阵雨的敏感性将增加宇宙射线测量的天空覆盖范围。第三，无线电阵列可以用来搜索来自银河系中心的PeV光子。由于IceTop计划在不久的将来通过闪烁体阵列进行增强，因此可以安装共享相同基础设施的无线电扩展，只需最小的额外努力和良好的科学前景。冰立方的冰-切伦科夫、闪烁和无线电探测器的组合将为高能银河宇宙射线的研究提供前所未有的精确度。
2018-11-01 astro-ph.HE astro-ph.IM
Application of Machine Learning to Identify Radio Pulses of Air Showers at the South Pole (ARENA 2024)
本研究利用卷积神经网络从南极冰顶阵列的射电背景中识别宇宙线大气簇射信号，相比传统方法发现事件数提升约五倍，且不降低纯度与角分辨率，验证了机器学习在混合阵列中的降阈与净化能力。
2025-02-27 astro-ph.HE astro-ph.IM
Observing low elevation sky and the CMB Cold Spot with BICEP3 at the South Pole
BICEP 3是一台位于南极的520 mm口径同轴折射望远镜，用于观测95 GHz的宇宙微波背景（CMB）偏振，以寻找暴胀引力波的B模信号。除了这一主要目标，我们还开发了一种低海拔观测策略，以扩大南极南部天空的覆盖范围，BICEP 3可以在大面积上快速实现度尺度的E模式测量。一个有趣的E模式测量是探测CMB冷点周围潜在的偏振异常。在2018 - 19年和2019 - 20年的夏季，BICEP 3用平面镜观察天空，将光束重定向到各种低海拔范围。初步的数据分析表明，度尺度E模式测量高信噪比。
2020-12-18 astro-ph.CO astro-ph.IM
Drilling deep in South Pole Ice
为了探测来自活动星系核或来自最高能量宇宙射线与微波背景光子相互作用的超高能中微子的微小通量，需要几百立方千米量级的目标质量。南极冰被认为是探测超高能中微子相互作用产生的光、无线电和声信号的一种有利材料。为了在足够的规模上应用这些技术，必须在冰中钻数百个孔，深度约为2500米，以部署相应的传感器。在合理的时间尺度上做到这一点是不可能的，目前可用的工具。必须制定远程钻探和部署计划，以使这种探测器设计成为现实。经过对现代热水钻探现状的简短讨论，我们在这里提出了一种自主融化探测器的设计，该探测器在50年前进行了测试，在格陵兰岛冰层中达到约1000米的深度。一个场景如何建立这样的探头今天与现代技术的草图。这种探测器的第一个应用可以是在冰中任何所需位置部署校准设备，以研究其光学、无线电和声学传输特性。
2014-10-20 astro-ph.IM physics.ins-det
Characterization of MKIDs for CMB observation at 220 GHz with the South Pole Telescope
本研究更新了南极望远镜下一代相机SPT-3G+的220 GHz MKID像素设计，通过暗测试和光学表征验证了探测器性能，发现频段下边缘响应略低但偏振响应符合预期。
2023-04-03 astro-ph.CO astro-ph.IM physics.ins-det
Exploring the near-surface at the lunar South Pole with geophysical tools
月球近地表结构的地球物理成像将是就地资源利用、确定对乘员和基础设施的危害以及回答有关月球形成和内部的科学问题的关键。本白皮书的目的是强调由机组人员进行的地面地球物理实验的价值，并概述一系列解决关键科学问题的实验。具体来说，我们建议使用地球物理方法，如地震，地震，探地雷达和电磁技术的阿耳忒弥斯III载人任务多学科的调查。我们为此类地球物理调查确定了一系列主要的近地表目标：（1）在一个叶状悬崖上建立一个月球断层监测观测站，以研究最近的月球地震活动，（2）确定着陆点风化层的物理性质，（3）在寻找水冰和其他冷捕获挥发物的背景下，调查永久阴影区的结构和原地性质，（4）南极艾特肯盆地内部构造成像。在Artemis III之后，月球将成为地外天体物理学的综合试验台。因此，从人类对月球的地球物理探索中吸取的经验教训将是探索火星卫星和近地天体的关键，并为人类探索月球以外的空间做好准备。
2020-09-27 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Photometry of Variable Stars from Dome A, Antarctica
南极高原上的Dome A可能是地球上最好的观测地点之一，这要归功于该地点在漫长的极地冬夜期间的良好大气条件。我们提出了高节奏的时间序列孔径测光的10,000颗恒星与i<14.5等位于一个23平方度的区域中心的南天极。测光是在2008年南极冬季的128天内用CSTAR望远镜获得的。我们使用这组光度数据来获得圆顶A的站点统计数据，并搜索变星。由于几乎不间断的天气覆盖，我们发现的变量是以前调查的6倍，具有类似的震级限制。我们发现了157颗变星，其中55%是未分类的，27%可能是双星，17%可能是脉动星。后一类包括盾牌座δ、剑鱼座γ和天琴座RR型变星。一个变量可能是一个过境的系外行星。
2011-10-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Herschel-ATLAS Data Release 2, Paper I. Submillimeter and Far-infrared Images of the South and North Galactic Poles: The Largest Herschel Survey of the Extragalactic Sky
我们目前最大的亚毫米图像已作出的河外天空。Herschel天体物理太赫兹大区域巡天（H-ATLAS）是利用PACS和SPIRE相机在五个测光波段（100、160、250、350和500μm）对660度$^2$进行的巡天。在本文中，我们介绍了来自我们两个最大领域的图像，占调查的75%。第一个场的大小为180.1度$^2$，以银河北极（NGP）为中心，第二个场的大小为317.6度$^2$，以银河南极为中心。NGP字段偶然包含Coma群集。在大多数（~80%）图像中，像素噪声（包括仪器噪声和混淆噪声）在100和160μm处分别约为3.6和3.5 mJy/pix，在250、350和500μm处分别约为11.0、11.1和12.3 mJy/光束，但在图像的某些部分达到较低的值。如果应用匹配滤波器来优化点源检测，我们的总1σ图灵敏度在250、350和500μm处分别为5.7、6.0和7.3 mJy。我们描述的图像的噪声特性的调查结果。我们对SPIRE图中的混淆进行了最精确的估计，在我们的非卷积图中，250、350和500μm处的值分别为3.12+/-0.07，4.13 +/-0.02和4.45+/-0.04 mJy/束。对于PACS，我们发现在100和160μm处的快速平行观测中的混淆噪声估计为4.23和4.62 mJy/束。最后，我们给食谱使用这些图像进行测光，无论是未解决的和扩展的来源。
2017-12-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
Design and Initial Performance of the Askaryan Radio Array Prototype EeV Neutrino Detector at the South Pole
本文报告了南极ARA超高能中微子探测器原型机的设计与初步运行性能，证实了极地冰层的无线电透明度与低背景噪声，并预测在建的ARA-37阵列将在10^16-10^19 eV能区达到最高灵敏度。
2011-08-10 astro-ph.HE astro-ph.IM
BICEP/Keck XXII: Analysis of the South Pole Atmosphere for CMB Observations
Cardiff University（卡迪夫大学）；Stanford University（斯坦福大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Cincinnati（辛辛那提大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；University of Chicago（芝加哥大学）
本研究针对南极CMB观测，利用九年观测的水汽辐射计数据，分析南极大气水汽波动特征及与CMB信号的相关性，为相关测量的基线滤波和误差抑制提供了依据。
2026-09-03 astro-ph.CO astro-ph.IM
Measurement and Modeling of Polarized Atmosphere at the South Pole with SPT-3G
本文利用SPT-3G在南极三个频段测量大气线偏振涨落，提出由地面热辐射瑞利散射和Kolmogorov湍流下水平冰晶热辐射共同作用的模型，并给出降权与信号扣除的缓解策略以降低其对CMB B模观测的影响。
2025-03-11 astro-ph.CO astro-ph.IM
Hybrid detection of high-energy cosmic neutrinos with the next-generation neutrino detectors at the South Pole
2013年，冰立方合作宣布发现了一个能量高达PeV的宇宙中微子通量，验证了中微子天文学是探索高能宇宙的下一个有前途的观测技术。中微子社区正在推进新设施的建设，以加强对这些难以捉摸的粒子在更高能量（高达和超过EeV）的探测，并增加冰立方中微子通量的高能端的统计数据。未来的大容量中微子探测器，同时使用无线电Askaryan和光学切伦科夫信号，将打开混合探测极地冰内中微子相互作用的可能性。在这篇文章中，我们首次计算了一个简化几何结构的预期事件数，该几何结构是一个位于200米深处的无线电站，附近有一个约10立方千米的冰中切伦科夫探测器，类似于计划中的冰立方-Gen 2中微子观测站。初步模拟表明，假设Askaryan无线电探测器可以将其能量阈值降低到~PeV能量，则对于10个台站阵列，可以实现~1次事件/年的总事件率。目前正在研究这种可能性，以用于未来的无线电扩展，预计这将是IceCube-Gen 2的地面组成部分之一。
2019-08-26 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ex
