The Submillimeter Array
亚毫米波阵列（SMA）是史密森天体物理天文台（SAO）和中央研究院天文与天体物理研究所（ASIAA）的合作项目，已在夏威夷莫纳克亚山开始运行。该阵列共有8个6米望远镜，覆盖180-900千兆赫的频率范围。所有八台望远镜都已部署完毕，并已投入使用。利用230、345和690 GHz的三个接收器频带获得了第一批科学结果，并在随附的论文中介绍。
2004-06-15 astro-ph
Dual frequency 230/690 GHz interferometry at the Submillimeter Array
亚毫米波阵列（SMA）是史密森天体物理天文台和台湾中央研究院天文与天体物理研究所之间的合作项目，是一种八元素无线电干涉仪，设计用于在大约180至900 GHz的主要大气窗口中工作。为了减轻大气不稳定性的影响，特别是在较高的频带中，大气不稳定性限制了阵列的相位相干性，该阵列被设计为允许低频接收器（<350 GHz）与高频接收器（>330 GHz）同时操作。330-350 GHz的重叠区域被包括在内，以便于在被认为提供最高灵敏度的连续观测与阵列的频率范围内的双极化测量。到目前为止，该阵列配备了覆盖176-256 GHz、260-350 GHz和600-700 GHz频率范围的工作SIS接收机，过去一年来，在较低的两个频带中，单频操作已成为常规操作。最近，随着充分利用SMA互相关器所需的IF硬件的完成，双接收机操作成为可能。此后，我们在双波段模式下进行了一些银河系和银河系外天文观测，希望使用230 GHz接收机作为相位参考，以改进650 GHz波段的干涉测量。我们将目前的天线和接收器的性能，一些在650 GHz接收器频带的第一干涉图像，和我们在相位转移的初步尝试。
2005-09-15 astro-ph
Observed flux density enhancement at submillimeter wavelengths during an X-class flare
分析了2004年10月30日发生在AR 10691（N13 W18）的X1.2/SF太阳事件。太阳亚毫米波望远镜（SST）在212和405 GHz的观测，具有高时间分辨率（5 ms），显示出一个强烈的脉冲爆发，随后是一个长期的热阶段。来自极紫外成像望远镜（SOHO/EIT）的EUV图像用于识别可能的发射源。来自射电太阳望远镜网络（RSTO）的数据补充了我们在15 GHz以下的光谱观测。在脉冲阶段，翻转频率高于15.4 GHz。长期持续的阶段进行了分析，在热发射和GOES观测相比。从两个GOES软X射线波段之间的比率，我们推导出的温度和发射的措施，这是用来估计自由的亚毫米波通量密度。估计的和观测的配置文件之间的时间协议被发现，但前者是大于后者。
2007-05-31 astro-ph
A multi-transition submillimeter water maser study of evolved stars - detection of a new line near 475 GHz
水分子发出的脉泽探测了富氧红巨星和超巨星的温暖的内部拱星包层。多脉泽跃迁研究可以用来限制发射区的密度和温度。目的：观测到长周期变星RLeo和WHya以及红超巨星VYCMa附近的一些已知的H2O脉泽谱线。在475 GHz附近寻找一条新的，尚未探测到的谱线是朝着这些恒星进行的。方法：阿塔卡马探路者实验望远镜用于亚毫米H2O线的多跃迁观测研究。结果：在475 GHz附近，清晰地检测到VY CMa和W Hya的5_33-4_40跃迁。许多其他的H2O谱线被探测到朝向所有三颗目标恒星。相对线强度比和速度宽度被发现有显着不同的恒星。结论：除了一条理论上预测的线外，所有线都观察到了脉泽作用。相比之下，最强的脉泽线之一，在狮子座R到目前为止最强的，437 GHz的7_53-6_60过渡，预计不会被逆转。模型计算的其他一些定性预测与我们的观察结果不一致。合理的理由，这是讨论。根据我们的研究结果为W Hya和VY CMa，我们发现的证据表明，H2O脉泽在AGB星W Hya产生的定期拱流出，而在高速流的冲击激发似乎需要激发脉泽远离红超巨星VY CMa。
2007-10-27 astro-ph
654 GHz Continuum and C18O (6-5) Observations of G240.31+0.07 with the Submillimeter Array
我们报告了在223和654 GHz（460微米）的双波段观测超紧凑（UC）HII区域，G240.31 + 0.07，与亚毫米阵列。在1~（-5）× 0~（-8）束宽下，尘埃连续辐射被分解为两个团，其中A团与H_2O脉泽和UC HII区很好地重合。新发现的星团B位于星团A西南方约1 "3（~8.3 × 10^3天文单位）处，也与H2O脉泽有关，可能是一个较新的恒星形成地点。连续通量密度意味着不透明度光谱指数β = 1.5 +-0.3，这表明该值低于在星际介质和冷的大质量核心中发现的规范值2.0。热（~100 K）分子气体的存在是由两个H2CO线在223 GHz频带的亮度比。在C_（18）O（6 - 5）辐射中，两团的径向速度差为2.5 ± 0.4km/s。中心区域的总质量（星云和恒星）约为58 Msun，接近但不会远大于两个团块被引力束缚而产生双星旋转所需的最小质量。我们的连续数据并没有表明大量的物质与以前提出的来自大质量盘或包层的H2结有关。
2006-11-12 astro-ph
Submillimeter detection of the Sunyaev -- Zel'dovich effect toward the most luminous X-ray cluster at z=0.45
本文报道了在野边山射电天文台（21和43 GHz）和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（350 GHz）上对最明亮的X射线星团RXJ 1347 -1145的Sunyaev - Zel'dovich（SZ）信号的探测。特别是后者是第一次成功探测SZ温度增量在亚毫米波段解决了星系团的轮廓。所观察到的光谱依赖性和SZ信号的径向轮廓是完全符合预期的X射线观测的集群。结合X射线密度剖面的斜率，对21 GHz和350 GHz的观测资料进行综合分析，得到了ROSAT和ASCA卫星测定的星系团温度和核心半径。因此，我们目前的数据提供了最强和最令人信服的情况下，从集群的亚毫米SZ信号的检测，以及在瑞利-金斯制度。我们还简要讨论了目前的结果的宇宙学意义。
1999-02-25 astro-ph
Gravitationally lensed radio emission associated with SMM J16359+6612, a multiply imaged submillimeter galaxy behind A2218
我们报告的检测离散，透镜无线电发射的多重成像，z=2.516亚毫米选定的星系，SMM J16359+6612。这三幅图像都是在1.4 GHz和8.2 GHz的深WSRT观测中探测到的，射电位置与该系统以前的亚毫米级SCUBA观测结果一致。这是迄今为止在无线电中探测到的最宽的分离透镜系统，也是第一次从恒星形成星系中探测到多重成像透镜无线电发射-所有以前的多重透镜无线电系统都与无线电响亮的AGN有关。考虑到~45的总放大率，WSRT 1.4 GHz的观测表明恒星形成率为500太阳质量/年。该源具有陡峭的无线电频谱（α-0.7）和在8.2 GHz下仅3 microJy的固有通量密度。WSRT还探测到了现场的其他三个SCUBA源，包括SMMJ 16359 +66118，一个在z=1.034处单独成像（并放大）的小弧。对SMMJ 16359 +6612（和其他高度放大的恒星形成星系）的高分辨率射电观测为研究本质上暗淡、遥远和模糊的恒星形成星系的一般性质和射电形态提供了一个独特的机会。它们还可以帮助限制下一代射电望远镜的技术规格，例如平方公里阵列。
2005-01-06 astro-ph
The Submillimeter Polarization of Sgr A*
我们报告的人马座A* 来自亚毫米波阵列和偏振仪的观测亚毫米波属性。我们发现，光谱的Sgr A* 之间的230和690 GHz的同时测量时略有减少，表明过渡到光学薄发射约300-400 GHz。我们还提出了非常敏感和良好的校准测量的偏振的Sgr A* 在230和345 GHz。有了这些数据，我们能够第一次表明，Sgr A* 的偏振在小时的时间尺度上变化，就像已经观察到的总强度一样。有一天晚上，我们发现了可能来自绕着黑洞旋转的极化“斑点”的变化。最后，我们使用观测的集合来确定旋转测度。这代表了第一次统计上显著的旋转测量确定，并且是唯一一次在不诉诸于比较在单独时期测量的位置角的情况下进行的旋转测量确定。我们发现自转测量值为（-5.6+/-0.7 x10 ^5 rad/m^2），在测量误差的水平上，没有证据表明日间时间尺度的变化。这种稳定性将吸积率的日间波动限制在8%以内。平均固有偏振位置角为167+/-7度，我们检测到31+18/-9度的变化。由于我们的数据的频率覆盖范围和灵敏度，这种固有偏振变化和可能的旋转测量波动的分离现在是可能的。如果磁场接近均分且有序，则可观测的旋转测量将吸积速率限制在2 × 10 ^{-7} Msun/yr到2 × 10 ^{-9} Msun/yr的范围内。
2006-07-27 astro-ph
Cosmological Implications of Galaxy Clusters in X-Ray, Millimeter, and Submillimeter Bands
星系团的宇宙学意义进行了讨论，特别注意它们在探测宇宙学参数的重要性。更具体地说，我们在Press-Schechter理论的基础上，计算了星系团在X射线和亚毫米波段的计数对数$N$-对数$S$关系。作为打破现有宇宙学模型中简并性的重要一步，我们在三个波段（日本野边山射电天文台的21和43 GHz，以及J. C.夏威夷莫纳克亚山的麦克斯韦望远镜）。我们报告的初步结果是在很好的协议与配置文件的Sunayev- Zel'dovich效应预测的基础上以前的X射线观测的集群。
1999-02-25 astro-ph
Atomic Carbon in M82: Physical conditions derived from simultaneous observations of the [CI] fine structure submillimeter wave transitions
我们首次在河外探测到809 GHz的中性碳[CI] 3 P2 - 3 P1精细结构线。在492 GHz的频率下，这条线与3 P1 - 3 P0线同时观测到M82，提供了精确的测量，J=2-1/J=1-0的积分线比为0.96（在[K km s^-1]尺度上）。这个比例限制了[Cl]气体的温度至少为50 K，密度至少为10^4 cm^-3。在这一最低温度和密度下，束流平均CI柱密度已经很大，为2.1 × 10^18 cm^-2，证实了早先仅从492 GHz谱线估算的CI/CO丰度比约为0.5。我们认为，M82的[CI]发射最有可能产生于线性大小约为几pc、密度约为10^4 cm^-3或略高、温度为50 K至100 K的云中。
1996-12-12 astro-ph
Submillimeter Array Observation of the Proto-Planetary Nebula CRL 618 in the CO J=6-5 Line
本文报道了用亚毫米波射电阵列对原行星状星云CRL 618进行的12 CO J=6-5谱线干涉观测的结果。由于SMA的新功能使我们能够同时使用两个接收器，我们还同时在12 CO J=2-1和13 CO J=2-1谱线上进行了观测。12 CO J=6-5和13 CO J=2-1的谱线首先在CRL 618方向上被干涉观测到。~（12）CO J=6-5谱线的高速分量通量几乎完全恢复，而低速分量的通量约有80%被分辨出来。低回收率表明~（12）CO J=6-5线低速分量的发射区被大大扩展。在230和690 GHz处都检测到连续发射。690 GHz连续辐射的通量似乎被部分解析出来，这表明尘埃辐射部分污染了690 GHz连续辐射通量。在12 CO J=2-1谱线的观测中已经证实的空洞结构在12 CO J=6-5谱线中没有被清楚地探测到，并且只探测到空洞的南壁。这一结果表明，CRL 618的分子包膜的物理条件并不是完全轴对称的。
2007-08-02 astro-ph
Submillimeter Array multiline observations of the massive star-forming region IRAS 18089-1732
在1毫米和850 $μ$ m波段（1 GHz带宽）对高质量恒星形成区IRAS 18089-1732进行的亚毫米波阵列（SMA）观测揭示了丰富的信息。我们提出了来自16个不同分子物种的34条线的观察结果。大多数分子线图显示出外流的重要贡献，只有少数分子被限制在内核。我们提出并讨论了分子线观测，并概述了SMA的独特能力，为未来的成像线调查在高空间分辨率。
2004-06-01 astro-ph
The Submillimeter Array Polarimeter
我们描述了亚毫米阵列（SMA）偏振计，偏振转换器和饲料复用器安装在SMA。偏振计使用窄带四分之一波片从线偏振SMA馈源产生圆偏振灵敏度。波片安装在计算机控制下的旋转台中，使得每个天线的极化旋向性可以快速选择。波片的定位被发现是高度可重复的，优于0.2度。虽然在任何时候都只检测到单个极化，但是通过沃尔什函数模式中的天线极化的协调切换，在每个基线上对左圆极化和右圆极化的所有四个互相关进行有效采样。最初的一组抗反射涂层石英和蓝宝石波片允许在345 GHz附近进行偏振测量;这些波片已被用于325和350 GHz之间的观测。每个天线的频率相关的交叉极化，主要是由于单元件波片的延迟相位随频率的变化，可以通过观察亮点源精确地测量。这样的测量表明，每个天线的交叉极化是百分之几或更小的和稳定的，符合预期的频率依赖性和非常小的对准误差。旋光仪现在可作为SMA的设施仪器供一般使用。
2008-07-14 astro-ph
Structure of Sagittarius A* at 86 GHz using VLBI Closure Quantities
在射电波长上，位于银河系中心的致密射电源人马座A*（Sgr A*）的图像由于电离介质的介入而散射展宽，并与λ ^[2]相关。我们目前的VLBI观测Sgr A* 在86 GHz使用六站阵列，包括VLBA天线在派镇，戴维斯堡和洛斯阿拉莫斯，12米天线在基特峰和毫米阵列在帽子溪和欧文斯谷。为了避免由于不完善的天线校准造成的系统误差，使用干涉闭合信息对数据进行建模。数据最好用FWHM为0.18 ± 0.02质量的圆形高斯亮度分布来模拟。的数据也被证明是一致的椭圆模型对应的点源的散射。在N-S方向上的源结构，这是不太好地确定比在E-W方向上由于有限的N-S（u，v）的阵列覆盖范围，被约束为小于0.27质量通过这些测量。假设Sgr A* 的本征尺寸对波长的依赖性大于λ ^[0.9]，这些结果与VLBI在7 mm波长下获得的本征结构估算值的外推结果一致。
2001-02-13 astro-ph
The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array: Overview & status
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（英语：Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array，简称ALMA）是一个国际射电望远镜，位于智利北部的阿塔卡马沙漠。ALMA将设在海拔5000米的高海拔地点，在仪器波长0.3至3毫米范围内提供极好的大气传输。一个由64个直径为12米的天线组成的阵列，以多种配置排列，尺寸范围为0.15至~14公里，以及一组四个12米和十二个7米的天线，以直径约50米的紧密排列的结构运行（称为阿塔卡马紧凑阵列，或ACA），提供干涉和总功率天文信息。所有天线之间的高灵敏度双极化8 GHz带宽谱线和连续测量将由两个灵活的数字解调器提供。
2006-06-15 astro-ph
Submillimeter Array Observations of CS J=14--13 Emission from the Evolved Star IRC+10216
本文介绍了演化星IRC+10216在685.4GHz的CS J=14- 13谱线上的成像观测结果，以及用部分建成的亚毫米波阵在约2“分辨率下对相关亚毫米波连续谱的成像观测结果。恒星包层的CS J=14- 13线辐射在空间和光谱上都有很好的分辨。强的中心浓度的线发射提供了直接的证据，CS是一个母分子，形成接近恒星光球，符合以前的图像较低的激发CS J=2- 1线和推论，从未解决的观察振动激发转换。连续发射主要由一个紧凑的，未解决的组件，与光球发射一致，占约20%的宽带450微米通量。这是在半透明的450微米大气窗口中进行的第一次干涉仪成像观测。
2004-03-17 astro-ph
Atmospheric Phase Correction Using Total Power Radiometry at the Submillimeter Array
大气中不均匀的、随时间变化的水汽分布引起的相位噪声降低了毫米波和亚毫米波波长干涉仪的角分辨率、可见度幅度和相干时间。我们目前的早期结果，从我们的总功率辐射相位校正实验进行了亚毫米阵列莫纳克亚。通过对阵列两个元件视线上的大气发射的精确测量，我们估计了它们之间的差分大气电路径。在此处介绍的一项测试中，相位校正技术在2.5秒积分时间内，在20分钟内将230 GHz时的均方根相位噪声从72 $\degr$降至27 $\degr$。这对应于98 $μ$ m或15 $μ$ m的可沉淀水蒸气的残余差分电路径，并将20分钟周期内的相干性从0.45提高到0.9。
2004-07-07 astro-ph
Interferometric Measurements of Variable 340 GHz Linear Polarization in Sagittarius A*
使用亚毫米阵列，我们已经取得了第一次高角分辨率测量人马座A* 在亚毫米波长的线偏振，并首次检测到一天内的变化，其线偏振。我们在几个时期检测到340 GHz（880 μ m）的线偏振。在1.4“x2.2”的典型分辨率下，来自周围（部分偏振）灰尘排放的预期污染可以忽略不计。我们发现，这两个偏振分数和位置角是可变的，与偏振分数从8.5%下降到2.3%，超过三天。这是第一次有意义的测量在这个源的线性偏振部分的变化。我们还发现，在单个夜晚的偏振和总强度的变化，虽然两者之间的关系是不清楚的，从这些数据。332 GHz和342 GHz的同步位置角是相同的，将一西格玛旋转测量（RM）上限设置为7x10^5 rad/m^2。根据位置角的变化，以及在230 GHz处观察到的“静止”位置角的比较，我们推断RM是10^5 rad/m^2的几倍，比我们的直接探测极限低几倍。在吸积流中产生的RM的一般化模型表明，在小半径处的吸积速率一定很低，根据径向密度和温度分布，低于10^{-6}到10^{-7} M_{sun} /年，但在所有情况下都低于从X射线观测推断的气体捕获速率。
2005-11-22 astro-ph
557 GHz Observations of Water Vapor Outflows from VY CMa and W Hydrae
我们报告的第一次检测到的热水蒸气发射在557 GHz，$1_{10} - 1_{01}$基态过渡邻-H $_2$ O向VY大犬座。在观测获得的亚毫米波天文卫星（SWAS），我们测量的流量$\sim 450 $ Jy，在光谱分辨线中心的速度$v_{LSR} = 25 $ km s $^{-1}$与全宽半最大值$\sim 35$ km s $^{-1}$，有点依赖于假定的线的形状。我们分析了三种不同的径向流出模型，我们提供的解析表达式的背景下，线的形状。我们还检测到了来自W Hydrae的较弱的557 GHz发射线。我们发现，这些和其他H $_2$ O发射线强度的大小与Zubko和Elitzur（2000）的建议一致。
2001-12-26 astro-ph
Imaging the Disk around TW Hya with the Submillimeter Array
本文介绍了用部分完成的亚毫米波阵在CO J=2- 1和J=3- 2谱线上对附近年轻恒星TW Hya周围星周盘的~2”-4”孔径合成观测以及相关的尘埃连续谱。230和345千兆赫尘埃辐射的范围和峰值通量与Calvet等人（2002年）辐照后的吸积盘模型的预测密切相关。解析的分子线发射延伸到至少200 AU的半径，在散射光中可见的圆盘的全部范围，并显示出清晰的开普勒旋转模式。图像与2D蒙特卡罗模型的比较将盘倾斜角限制为7+/-1度。两条谱线中的CO发射都是光学厚的，谱线形成区的动力学温度为~ 20 K。大量的CO消耗，从典型的暗云值的数量级或更多，需要解释的线发射的特性。
2004-03-17 astro-ph
Submillimeter Array Observations of Disks in the SR 24 Multiple Star System
我们提出了高分辨率的孔径合成图像从亚毫米阵列的225 GHz（1.3毫米）的连续和CO J=2-1线发射从磁盘周围的组件的分层三重系统SR 24，位于蛇夫座恒星形成区域。其中距离最远的是SR 24 S（投影半长轴为832天文单位），它的星周盘具有金牛座T星周围的典型特征。SR 24 N（投影半长轴为32天文单位）在连续谱中未被探测到，但有很强的CO发射，可能起源于一个有中心间隙的环双星盘。这些数据将SR 24 N系统中的总盘质量限定为< 10^-3 M_sun，并表明CO在尘埃颗粒上的消耗不超过星际介质中平均值的100倍。SR 24 N盘的不寻常之处在于它只在线发射中被检测到。在单碟连续巡天中，双星和单星周围的其他低质量盘可能被遗漏了。
2004-11-05 astro-ph
PROSAC: A Submillimeter Array Survey of Low-Mass Protostars. I. Overview of Program: Envelopes, Disks, Outflows and Hot Cores
利用亚毫米波阵对8个深埋低质量原恒星核进行了大谱线和连续谱测量。每个源中观察到的一些最常见的分子物种，CO，HCO+，CS，SO，H2 CO，CH 3OH和SiO的高激发线。在高角分辨率（1-3”，典型值为200-600 AU）下，对11种来自温暖致密气体的谱线发射以及230 GHz（1.3 mm）和345 GHz（0.8 mm）的连续谱发射进行了成像。紧凑的连续发射被观察到的所有来源，可能起源于边缘光学厚拱盘，与典型的下限，其质量为0.1 M太阳（1-10%的质量，其信封），并有一个尘埃不透明度的法律β约1。在所有来源的CO2 -1观测中，都存在显著的外流：最扩散的外流是在圆盘与包络质量比最低的来源中发现的，这表明这些来源正处于一个阶段，从包络中吸积的物质几乎已经完成，其余的包络物质正被外流分散。其他特征的动力学签名被发现与逆天鹅座P的配置文件中看到的13 CO 2-1线下降运动的指示NGC 1333-IRAS 4A和-IRAS 4 B。外流引起的冲击存在于所有尺度的原恒星环境中，最清楚地跟踪NGC 1333-IRAS 4A和-IRAS 4 B中的CH 3OH的排放。这些观测结果表明，CH 3OH和H2 CO的排放从这些建议的“热corino”有关的冲击所造成的原恒星外流。只有一个来源，NGC 1333-IRAS 2A，有证据表明热，紧凑的CH 3OH排放与嵌入的原恒星一致。
2007-01-04 astro-ph
Search for Calibrators for the Submillimeter Array: I. High-Mass Star Forming Regions
我们目前正在进行的搜索在亚毫米（亚毫米）波长的亚毫米阵列（SMA）的干涉校准的初步结果。强大的射电星系通常被用作厘米和毫米波长的校准器，但由于它们的通量密度向更短波长迅速下降，许多射电星系还没有强大到足以用作亚毫米波长的校准器。无法找到接近目标源的校准器可能会限制甚至阻止我们在亚毫米波长下对许多感兴趣的源进行成像。在这里，我们调查是否高质量的原恒星物体和超紧凑的HII地区可以作为有用的校准SMA。与这些物体相关的尘埃排放使它们成为天空中最明亮的亚毫米源。我们在0.85毫米（345千兆赫）与角分辨率为3”的观测表明，虽然很大一部分的尘埃排放来自扩展的"光环“的组成部分，一个紧凑的未解决的组成部分往往仍然是，当足够强大的可以作为一个有用的校准器。这些观测还提供了在亚毫米波长的超紧凑HII区域和大质量原恒星物体周围的小规模尘埃分布的第一个一瞥。我们讨论了在许多来源中看到的核心晕结构的起源，并得出结论，为今后的搜索与SMA校准的建议。
2004-04-23 astro-ph
Submillimeter Array Observations of L1551 IRS 5 in CS (J=7-6)
利用亚毫米波阵对双星L1551 IRS 5的星周包络进行了CS（J=7-6）和343 GHz连续辐射的成像，分辨率约为3角秒。连续辐射显示了一个拉长的结构（~ 220 x 100 AU），围绕着双星，垂直于相关的射电喷流的轴。CS辐射延伸超过~ 400 AU，呈现近似圆形对称，并显示出从东南（蓝移）到西北（红移）的速度梯度。速度梯度的方向与在C_（18）O（J=1-0）中观察到的不同。这可能是因为旋转在CS包络中比在C18 O包络中更占主导地位，在C18 O包络中既存在下落又存在旋转。CS辐射可分为两个速度分量：（1）围绕原恒星的“高”速度盘状结构，距离系统速度+-1.0 ~1.5km s-1;（2）位于原恒星西南方向的“低”速度结构，距离系统速度<1.0km s-1。高速分量跟踪温暖和稠密的气体与运动学一致的旋转周围的原恒星。低速分量可能来自于流出物中夹带的稠密气体。或者，该分量可以跟踪具有垂直结构的包层中的下落和旋转气体。
2004-04-17 astro-ph
