亚毫米波阵列偏振计

利用快速开关数据表征亚毫米波阵大气相位起伏

Using Fast-Switching Data to Characterize Atmospheric Phase Fluctuations at the Submillimeter Array

对于亚毫米波段的观测，我们通常采用20-30分钟的校准周期，这与任何典型的厘米和毫米波段观测相同。这个周期时间，在很大程度上只校正仪器的相位波动，并存在剩余的相位波动，这是由于时间和空间的大气相位波动。因此，经典的校准周期需要密切关注任何未来的亚毫米波段观测。因此，我们已经获得了快速切换测试数据，在三个附近的校准器之间循环，使用亚毫米阵列（SMA）的周期时间为$\sim$ 90秒，为了理解和优化校准周期，从而实现预期的灵敏度，角分辨率和动态范围的SMA。在这里，我们介绍了这项研究的初步结果。

仙王座A 321 GHz水脉泽辐射的亚毫米阵列观测

Submillimeter Array Observations of 321 GHz Water Maser Emission in Cepheus A

利用亚毫米波阵（SMA）首次对321.226 GHz，10_{29}-9_36} ortho-H_2 O脉泽辐射进行了成像。这也是在仙王座A高质量恒星形成区首次探测到这条线。在SMA观测43天后，又用甚大阵观测到了22.235GHz，6_{16}-5_{23}水脉泽。9个亚毫米脉泽斑中有3个在空间上和运动学上与厘米脉泽有关，而有36个22 GHz脉泽斑没有相应的亚毫米脉泽。在HW 2源中，321 GHz和22 GHz脉泽都出现在包含盘喷系统的~ 1“区域内，但脉泽追踪到的大致线性结构的位置角表明，321 GHz脉泽沿着喷流，而22 GHz脉泽垂直于喷流，我们认为仙王座A中的亚毫米波脉泽追踪到的是明显更热的区域（600~2000 K），比厘米脉泽高。

PoGO天文硬X射线/软Gamma-Ray偏振计原型探测器阵列的束流测试

Beam Test of a Prototype Detector Array for the PoGO Astronomical Hard X-Ray/Soft Gamma-Ray Polarimeter

在X射线和伽马射线能量范围内的偏振测量可以提供关于黑洞和中子星等大质量致密物体的关键信息。偏振伽马射线观测器（PoGO）是一种新的球载仪器，旨在测量30-100千电子伏范围内天体物理物体的偏振，目前正在由来自美国、日本、瑞典和法国的成员进行国际合作开发。为了检查PoGO的能力，在阿贡国家实验室先进光子源进行了简化原型探测器阵列的光束测试。探测器阵列由七个塑料反射器组成，并在60，73和83 keV的偏振光子束照射。数据显示出清晰的偏振信号，测量的调制因子为$0.42 \pm 0.01$。这是成功地再现了在10%的水平，由计算机模拟软件包Geant 4修改后，其实施的偏振康普顿/瑞利散射。详细的光束测试和验证的Geant 4模拟。

用亚毫米阵列探测L1014-IRS低质量双极分子外流

Discovery of a Low Mass Bipolar Molecular Outflow from L1014-IRS with the Submillimeter Array

使用亚毫米阵列，我们报告的发现，一个紧凑的低质量双极分子流出L1014-IRS，并确认其与L1014致密核心在200 pc。因此，L1014-IRS是已知的最低光度（L1 ~0.09 Lsun），并且可能是已知的驱动双极分子流出的最低质量源，其是已知的尺寸（~500 AU）、质量（< 10^{-4} Msun）和能量（例如，力< 10^{-7} Msun km/s/yr）。

阿塔卡马大型毫米/亚毫米波天线阵：综述与现状

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。

GRAPE --一个质子载Gamma-Ray偏振计实验

GRAPE - A Balloon-Borne Gamma-Ray Polarimeter Experiment

本文综述了GRAPE（γ射线偏振仪实验）的发展状况。GRAPE是一种硬X射线康普顿偏振仪。GRAPE的目的是测量50-300 keV能量范围内硬X射线的偏振。我们对太阳耀斑和伽马射线暴发射的X射线特别感兴趣，尽管GRAPE也可用于研究其他天体物理源。准确测量发射辐射的偏振将导致更好地理解发射机制和源几何形状。GRAPE设计由围绕中心高Z晶体闪烁体的塑料闪烁体阵列组成。光子从塑料阵列散射到中心量热计的方位角分布提供了入射辐射的偏振分数和偏振角的测量。检测器的设计在大视场（> π球面度）上提供灵敏度。该设计有利于制造具有最小死区的大面积阵列。本文介绍了最新的设计概念和最新的结果，从实验室测试的GRAPE科学模型。

大质量恒星形成区IRAS 18089-1732的亚毫米阵列多线观测

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。

亚毫米波阵总功率辐射计大气相位校正

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。

亚毫米地面望远镜使用PACS测辐射热计阵列的研究

A study on the use of the PACS bolometer arrays for submillimeter ground-based telescopes

一种新的测辐射热结构已成功地为赫歇尔亚毫米波天文台的PACS光度计开发。这些新一代CCD阵列是可对接的，并实现了大型全采样焦平面的概念。我们提出了一个可行性研究的适应这些辐射热计阵列的地基亚毫米望远镜。我们已经开发了一个电热数值模型来模拟特定的地面条件下（例如，不同的波长和背景功率）的辐射热计的性能。该模拟允许确定每个条件的最佳参数，并且示出了测辐射热计可以在200微米和450微米之间的每个透射窗口中被背景限制。我们还提出了一种新的光学系统，使有一个最大的吸收测辐射热计在每个大气窗口。该系统的描述和测量显示。

演化星IRC +10216的CS J=14- 13辐射的亚毫米阵列观测

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。

分子云中亚毫米波偏振位置角的色散

Dispersion of Observed Position Angles of Submillimeter Polarization in Molecular Clouds

人们可以估计的特点磁场强度在GMCs通过比较亚毫米极化观测这些源与模拟极化地图开发使用一系列不同的值为假设的场强。比较的重点是偏振位置角分布的有序度。在H. Li和合作者，这样的比较是使用SPARO观测的两个GMC，并采用模拟E。Ostriker和合作者。在这里，我们使用相同的数据集和相同的模拟来重新审视这个相同的问题，但使用的方法在几个方面有所不同。最重要的区别是，我们纳入了新的，更高的角分辨率的观测云之一，获得使用赫兹偏振计。我们的结论是，观测和模拟之间的协议是最好的总磁能（包括均匀和波动的字段组件）至少是一样大的湍流动能。

658 GHz亚毫米波振激水脉泽

658 GHz Vibrationally-Excited Water Masers with the Submillimeter Array

1995年在加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）发现，在富氧巨星和超巨星中可以看到658 GHz（455微米）的振动激发水脉泽线。由于这种脉泽可以如此强大（高达数千个扬斯基），它在亚毫米阵列（SMA）干涉仪的最高频带（620-700 GHz）的调试阶段非常有帮助。从2002年底到2006年初，在最初的CSO调查之外，进行了简短的尝试，以寻找其他来源的排放量。这些努力使来源从10个增加到16个。脉泽发射似乎是相当紧凑的空间，预期从理论上考虑，因此这些对象可以潜在地被用作大气相位校准器。许多这些对象也表现出微波激射发射的振动激发的SiO脉泽在215 GHz。由于两条脉泽谱线可能来自相似的物理区域，这些天体可用于测试毫米和亚毫米波段之间的相位转移校准技术。658 GHz脉泽将是评估阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）在这一具有挑战性的高频波段性能的重要信标。

一种探测Sgr A* 事件视界的方法

An Approach Detecting the Event Horizon of Sgr A*

对黑洞附近进行成像是VLBI天文学的最终目标之一。最近的大质量黑洞，Sgr A*，位于银河系中心，是此类观测的主要候选者。结合近年来的VLBI记录技术和亚毫米波射电工程，我们现在有足够的观测灵敏度。在这里，我们展示了亚毫米VLBI阵列成像Sgr A* 的性能模拟。由10多个台站组成的南半球亚毫米VLBI阵列获得了良好的图像。我们还注意到，即使是一个小的阵列，我们可以估计阴影的大小，然后从可见性分析的黑洞的质量。现在，如果我们想揭开Sgr A* 的黑洞环境，我们所需要的就是在南半球建造一个亚毫米VLBI阵列。关键词：黑洞，事件视界，Sgr A*，亚毫米波

用亚毫米阵列对TW Hya周围的磁盘成像

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。

利用亚毫米波阵列实现691 GHz的相位闭合

Phase Closure at 691 GHz using the Submillimeter Array

在682 GHz和691 GHz的相位闭合首先使用位于夏威夷莫纳克亚山的亚毫米阵列（SMA）干涉仪的三个天线实现。最初，在2010年9月21日，在682.5 GHz处证明了相位闭合。19，2002使用人造地面“信标”信号。随后，在2009年9月21日，在所有三个基线上以CO（6-5）跃迁的频率（691.473 GHz）对土星和天王星进行了天文探测。2002年22日。虽然较大的行星，如土星，即使在这些短基线（25.2米，25.2米和16.4米）上也能得到很好的解析，但天王星和木卫四的相位闭合是实现的。这是第一次成功的实验，以获得在该频段的相位关闭。在猎户座BN/KL和其他银河系源也探测到了CO（6-5）谱线，还有朝向演化恒星的振动激发的658 GHz水脉泽谱线。我们提出了这些历史性的检测，以及在这个频段获得的第一个角秒尺度的图像。

Orion-KL的亚毫米阵440 $μ$ m/690 GHz谱线和连续谱观测

Submillimeter Array 440$μ$m/690GHz line and continuum observations of Orion-KL

Orion-KL在440 mu/690 GHz频段以1“分辨率进行的亚毫米阵列观测揭示了有关该地区连续谱和线发射的新见解。440亩连续通量密度测量源我允许我们区分各种拟议的物理模型：源我可以很好地模拟一个“正常”的原恒星SED组成的质子-电子自由的发射组件在低频率和一个强大的尘埃成分在亚毫米波段。此外，我们发现原恒星的对象SMA 1是明显不同于热核。在厘米和红外波段没有探测到SMA 1，这表明它可能是整个猎户座KL区域最年轻的源之一。分子谱线图显示主要来自源I、SMA 1和热芯峰位置的发射。CH$3CN（37_K-36_K）K梯（K=0. 3)表示600+-200K量级的暖气体成分。此外，我们检测到很大一部分（~58%）的不明线路，并讨论了在这些频率的线路识别的困难。

SSA 22中Ly-alpha Blob1的高分辨率亚毫米成像

High-Resolution Submillimeter Imaging of the Ly-alpha Blob1 in SSA 22

利用亚毫米波阵列（SMA）对SSA 22原星系团中红移z=3.1的亚毫米波发光巨Ly-alpha团（LAB 1）进行了~2”分辨率的亚毫米波观测。尽管预期的亚毫米通量密度在880微米处为16 mJy，但是在35”的SMA视场中，在4.2 mJy光束的3 σ水平下，用2”.4 x 1”.9（18 x 14 kpc）光束没有检测到发射。这与先前较低的角分辨率（15”）观测形成对比，在该观测中，使用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米波普通用户测辐射热计阵列在850微米处朝向LAB 1探测到了一个明亮的（17 mJy）未分辨亚毫米波源。SMA未检测表明LAB 1的亚毫米波发射的空间范围应大于4”（>30 kpc）。对空间扩展的亚毫米波辐射最可能的解释是，在LAB 1的整个大区域都发生了星爆。部分亚毫米波辐射可能来自于星系超级风从星暴区驱逐出来的空间扩展尘埃。LAB 1的亚毫米辐射的空间范围类似于高红移射电星系，而不是亚毫米星系。

亚毫米波望远镜大型探测器阵列的设计考虑

Design Considerations for Large Detector Arrays on Submillimeter-wave Telescopes

大型（~ 10，000像素）亚毫米波测辐射热计阵列的新兴技术提出了一个新的光学设计问题-在主镜直径小于100，000波长的情况下，如何通过衍射限制的望远镜光学器件来馈送这种阵列？射电望远镜光学系统的标准卡塞格伦设计呈现出焦面曲率如此之大，以至于探测器不能放置在距离中心射线超过25个光束直径的地方。这个问题对于里奇-克雷蒂恩设计来说更糟，因为这些设计在增加场曲的同时最小化了彗差。在亚毫米波单碟望远镜中，包括彗差在内的经典像差通常主要由衍射引起。望远镜设计者必须考虑（1）衍射，（2）像差，（3）场曲，（4）交叉偏振，（5）内反射，（6）阻塞的影响，（7）光源上和光源外的光束斩波方法，（8）主镜的重力和热变形，（9）大型探测器组件的物理安装，（10）重力和（11）振动对这些探测器的影响。同时优化这些考虑的情况下，大型探测器阵列导致望远镜，大大不同于标准射电望远镜的设计。偏移光学器件为安装探测器提供了灵活性，同时消除了阻挡和内部反射。像差和交叉偏振可以与具有相同直径和焦距的同轴设计相同。权衡包括主镜同源性的复杂性和总成本的增加。使用成形光学器件可以实现可用视场的显著增加。将讨论具有一到六个反射镜的解决方案，包括提议的南极10米望远镜可能的六个反射镜设计。

SR 24多星系统中双星的亚毫米阵列观测

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。

南极高原上30米直径亚毫米望远镜的情况

The Case for a 30m Diameter Submillimeter Telescope on the Antarctic Plateau

一个大型的单碟亚毫米波望远镜配备了一个焦平面阵列，其中包含约10^4个测辐射热计，耗资约1.2亿美元，可以在一年的运行时间内定位南部天空中的大多数原星系。

寻找亚毫米波阵列的校准器：I。高质量恒星形成区

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。

CS中L1551 IRS 5的亚毫米阵列观测（J=7-6）

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。

Receiver control for the Submillimeter Array

Efficient operation of a submillimeter interferometer requires remote (preferably automated) control of mechanically tuned local oscillators, phase-lock loops, mixers, optics, calibration vanes and cryostats. The present control system for these aspects of the Submillimeter Array (SMA) will be described. Distributed processing forms the underlying architecture and the software is split between hardware platforms in a leader/follower arrangement. In each antenna cabin, a serial network of up to ten independent 80C196 microcontroller boards attaches to the real-time PowerPC computer (running Lyn…

恒星形成分子云III中的磁场。猎户座B星中等质量核和细丝的亚毫米偏振测量

Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds III. Submillimeter Polarimetry of Intermediate Mass Cores and Filaments in Orion B

利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米波段普通用户测辐射热阵列的成像偏振计，我们探测到了猎户座B分子云中三个恒星形成核心系统：NGC 2071，NGC 2024和LBS 23N（HH 24）的尘埃在850微米处的偏振热辐射。极化模式并不表示由单个场方向主导的磁场的预期极化模式，并且所有极化模式都表现出朝向最高强度峰值的极化百分比减小。NGC 2024具有最有组织的偏振模式，其中心始终沿着7个远红外源的链的长度。我们已经模拟了NGC 2024使用螺旋场的几何形状线程弯曲的灯丝，也作为一个磁场扫过的电离前沿的扩大HII区。在后一种情况下，场被密集脊弯曲，这解释了偏振模式和朝向北芯FIR 1至FIR 4的视线场强度的现有测量。NGC 2071内部的净磁场方向垂直于该区域的主导外流。尽管有证据表明，线污染存在于850微米的连续性，偏振水平的测量表明，偏振的排放占主导地位的灰尘。

亚毫米波阵双频230/690 GHz干涉测量

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。

CO J=6-5线原行星状星云CRL 618的亚毫米阵列观测

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。

Sgr A的亚毫米极化

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。

南极亚毫米波望远镜和远程天文台（AST/RO）

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。

用亚毫米阵探测低质量原恒星内部200 AU：NGC1333-IRAS2A中的尘埃和有机分子

Probing the inner 200 AU of low-mass protostars with the Submillimeter Array: Dust and organic molecules in NGC1333-IRAS2A

亚毫米波阵列为研究深埋原恒星周围的包层和盘的最里面的温暖和致密区域打开了一扇新的窗口。本文介绍了0级年轻天体NGC 1333-IRAS 2A的高角分辨率（<2“）亚毫米观测。在< 200 AU尺度上探测到了尘埃的连续谱发射和复杂有机分子如CH_3 OCH_3和CH_3 OCHO的谱线、高激发CH_3OH跃迁、氘代甲醇CH_3 OD以及CO、HCN、H_（13）CN、SO和SO_2的谱线。使用详细的物理和化学结构的辐射转移模型，与单碟和干涉仪数据一致的意见进行解释。连续辐射的解释是一个扩展的信封和一个紧凑的，但解决的组成部分，大概是一个拱盘直径为200-300 AU和质量的几倍0.01-0.1 M_太阳。如果与包层的旋转有关，那么这个圆盘的大小表明200-300 AU的离心屏障，这意味着包层中的温度不会增加到100 K以上。它的大尺寸也表明，盘的建立在早期的原恒星阶段迅速进行。在其他深埋的原恒星周围发现的较小（< 100天文单位）的圆盘可能是潮汐截断的结果。SO的高分辨率观测可以用简单的恒定丰度~ 1 E-9来解释，通过单碟观测来限制，而H13 CN和有机物种的高分辨率观测需要高丰度，增加一到两个数量级，或者在小尺度上需要额外的紧凑排放源。致密的分子发射可能起源于内壳的热核心区域，但更可能的储存器是星周盘。

654 GHz连续谱和C18O（6 - 5）用亚毫米阵观测G240.31 + 0.07

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。

M82内盘和外流中冷尘埃的亚毫米波连续谱性质

Submillimeter Continuum Properties of Cold Dust in the Inner Disk and Outflows of M82

在350、450、750和850微米波长下对星暴星系M82进行了深亚毫米（submm）连续成像观测，这些观测是用夏威夷詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米普通用户测辐射热计阵列（SCUBA）进行的。所呈现的地图包括从SCUBA数据档案中挖掘的submm数据的共同添加。这些共同添加的数据产生了迄今为止最深的M82亚毫米连续谱图，其中低水平的850微米连续谱已被探测到1.5kpc，比以前发表的任何该星系的亚毫米探测半径至少远10%。整体亚毫米形态和空间光谱能量分布的M82有一个一般的南北不对称性与H-α和X射线风一致，支持协会的扩展连续与尘埃颗粒从磁盘到晕的流出。新的数据提出了有趣的点的起源和结构的submm发射的内部磁盘的M82。特别是，水下呼吸器短波长的证据submm连续峰沿银盘不对称分布，表明内盘发射是再辐射尘埃浓度沿酒吧（或可能是螺旋），而不是边缘的尘埃环面，因为通常假设。来自史密森亚毫米阵列和后来的阿塔卡马大毫米阵列的更高分辨率的亚毫米干涉测量数据应该在空间上解决并进一步限制M82中报告的尘埃排放结构。

亚毫米波阵列天线和接收机

The Submillimeter Array Antennas and Receivers

亚毫米波阵列（SMA）于1984年在史密森天体物理天文台被设想为一个六元件干涉仪，在大约200至900 GHz的主要大气窗口中工作。1996年，台湾中央研究院天文和天体物理研究所加入了该项目，并同意提供额外的硬件，将干涉仪扩展到八个元件。所有八个天线现在都在莫纳克亚山的观测站上运行，并在230、345和650 GHz波段进行了天文观测。SMA天线的直径为6米，表面精度优于25微米rms，并且可以重新配置，以在200 GHz时提供低至约0.5”的空间分辨率，并最终在850 GHz时提供0.1”的空间分辨率。耦合到每个天线内的接收器封装是通过波束波导实现的，在弯曲的Nasmyth配置中，包括一个平面三级反射镜和两个椭圆面反射镜，形成用于接收器校准的二级光瞳。一个额外的固定镜和旋转线栅偏振器，然后用于接收器的选择。每个天线都有一个低温恒温器，集成的低温冷却器能够将多达8个接收器冷却到4 K。在当前配置中，只有三个接收器频带可用：175-255 GHz、250-350 GHz和600-720 GHz，并且650 GHz接收器与任一较低频率接收器的同时操作是可能的。最终，325-350 GHz的双极化将可用，双频操作将成为可能，将低频接收器与任何高频单元配对：325-425 GHz，425-510 GHz，600-720 GHz和800-900 GHz。（节录）

测量50-300 keV能区硬X射线偏振的康普顿偏振计的研制

Developing a Compton Polarimeter to Measure Polarization of Hard X-Rays in the 50-300 keV Energy Range

本文讨论了硬X射线康普顿旋光仪GRAPE（Gamma-Ray Polarimeter Experiment）研制的最新进展。GRAPE的目的是测量50-300 keV能量范围内硬X射线的偏振。我们对太阳耀斑和伽马射线暴（GRB）发出的X射线特别感兴趣。准确测量这些光源发出的辐射的偏振将导致更好地理解发射机制和光源几何形状。GRAPE设计由围绕中心高Z晶体闪烁体的塑料闪烁体阵列组成。我们可以监测塑料中发生的单个康普顿散射，并确定光子是否被高Z晶体光吸收。立即被高Z晶体光吸收的康普顿散射光子构成有效事件。这些有效事件为我们提供了每个入射光子的相互作用位置，并最终产生偏振辐射的康普顿散射的调制图案。与100%偏振光束的蒙特卡罗模拟比较，可以确定被测光束的偏振水平。整个阵列安装在一个平板多阳极光电倍增管（MAPMT），可以测量沉积的能量产生的光子相互作用。探测器的设计允许大视场（> π球面度），同时提供与多个模块紧密包装的能力，以减少死区。我们计划在本文中提出的最新实验室研究结果从GRAPE使用部分偏振辐射源。

亚毫米波阵观测到的L1489 IRS周围深埋的年轻原行星盘

A deeply embedded young protoplanetary disk around L1489 IRS observed by the submillimeter array

星周盘预计在导致年轻恒星形成的过程早期形成，在致密分子云核心坍塌期间。目前还不清楚盘是在坍缩的哪个阶段形成的，或者它随后如何演变。我们的目标是确定是否嵌入开普勒原行星盘驻留在L1489 IRS系统。考虑到仍然存在的包层物质的数量，这样的盘将代表一个非常年轻的原行星盘的例子。使用亚毫米阵列（SMA），我们观察到HCO $^+$ $J=$ 3- 2线，分辨率约为1 $''$。在这个分辨率下，如果存在的话，半径为几百天文单位的原行星盘应该是可以探测到的。辐射转移工具用于模拟来自连续和线数据的发射。我们发现，这些数据是一致的坍缩信封和开普勒星周盘的理论模型。再现SED和干涉连续观测的模型表明，磁盘倾斜40 $^\circ$，这是显着不同的周围的信封（74 $^\circ$）。这种角动量轴的错位可能是由母云中的角动量梯度引起的，或者L1489 IRS是一个双星系统而不仅仅是一颗恒星。在后一种情况下，未来的观测在亚弧秒尺度上寻找变化可能能够直接限制这些动态变化。然而，如果恒星是从湍流核心形成的，吸积的物质将不会有一个恒定的角动量轴（尽管平均值是很好定义和守恒的），在这种情况下，它更有可能有一个不对准的角动量轴的磁盘和信封。

SPIDER：一种机载大型CMB旋光仪

SPIDER: A Balloon-borne Large-scale CMB Polarimeter

蜘蛛是一个气球实验，将测量偏振的宇宙微波背景在一个大部分的天空在1度的分辨率。六台单色折射毫米波望远镜配备大型天线耦合过渡边缘超导测辐射热计阵列，将在100 GHz和150 GHz下分别提供4.2和3.1 μ K_cmb RT s的系统灵敏度。一个旋转的半波片将调制每个望远镜的偏振灵敏度，控制系统。在225 GHz和275 GHz工作的辐射热计阵列将允许消除极化的银河前景。在2010年从澳大利亚爱丽斯泉开始的为期2-6天的首次飞行中，蜘蛛将绘制50%的天空深度，以提高我们对再电离光学深度的认识。

Orion-KL的亚毫米阵亚毫米线阵成像

Submm line imaging of Orion-KL with the Submillimeter Array

我们提出了第一个亚毫米（865微米）成像谱线调查在一个角秒分辨率进行的亚毫米阵列朝向猎户座KL。在2 × 2GHz的带通范围内（337.2-339.2GHz和347.2-349.2GHz的上下边带），我们发现了13种核素、6种同位素和5种振动激发态的145条谱线。大多数含氮分子在靠近热核的方向上很强，而含氧分子则在所谓的致密脊的西南方向达到峰值。谱线的成像被证明是一个额外的工具，以提高分子线的识别。角秒的空间分辨率使我们能够区分的分子线发射源I和n的热核。唯一的分子物种检测强烈对源I是SiO，划定主要是准直东北西南低速流出。在源I附近的两个位置，在我们的空间分辨率下，在v=0 2 8 SiO（8-7）谱线上没有发现脉泽发射，而在源I附近的两个位置，在v=0 2 8 SiO（1-0）和（2-1）谱线上有脉泽发射。SiO对源n较弱，因此源n目前可能不会驱动分子外流。CH $_3$ OH是在该光谱窗口中具有最高数量的识别线（46）的分子。这个“线森林”使我们能够估计该地区的温度，我们发现温度在50到350 K之间，峰值温度发生在热核心。强振动激发线发射的submm连续峰SMA 1的检测支持的解释，源SMA 1可能是原恒星的性质。

亚毫米波阵列探测IRAS 16293-2422的CO分子流出

The CO Molecular Outflows of IRAS 16293-2422 Probed by the Submillimeter Array

我们用亚毫米波阵列（SMA）对原始双星源IRAS 16293-2422在CO2 -1、13 CO2 -1和CO 3-2中进行了测绘。分辨率为1”.5-5”的图显示了沿东西方向的单个小尺度（~3000 AU）双极分子流出。我们发现，从IRAS 16293 A位置开始，这个小尺度外流的蓝移发射主要向东延伸，红移发射主要向西延伸。与以前用毫米波段单碟望远镜观测到的大尺度外流的形态比较表明，小尺度外流可能是大尺度（~15000 AU）东西向外流的内部。另一方面，在我们的SMA图中，没有明显的大规模NE-SW外流的对应物。分析模型与数据的比较表明，小规模外流的形态学和运动学可以用相对于天空平面倾斜角度约30-40度的广角风来解释。高分辨率CO图显示，在蓝移速度范围内有两个紧凑的亮点。LVG分析表明，位于震源A以东1”处的一个异常致密，n（H_2）约为10^7 cm^-3，温度较高，T_kin >55 K。另一个位于源B东南1”处，温度较高，T_kin >65 K，但密度略低，n（H_2）约为10^6 cm^-3。这些亮点很可能与IRAS 16293观测到的热核心发射有关。由于这两个亮点都从系统速度蓝移，并从原恒星位置偏移，它们很可能是由冲击形成的。

用于多波长观测的成像偏振仪（IMPOL）

An Imaging Polarimeter(IMPOL) for multi-wavelength observations

利用阵列探测器技术的进步，构建了成像偏振计（IMPOL），用于测量400-800 nm波长段的线偏振。它利用沃拉斯顿棱镜作为分析器，同时测量定义斯托克参数的两个正交偏振分量。消色差半波片用于相对于检偏器的轴旋转偏振平面，从而也可以确定第二斯托克斯参数。其视野相当于约30 x30平方米。1.2米f/13望远镜的分辨率为1.2mm，一台灵敏的液氮冷却CCD照相机作为探测器，并装有一个捕获和制导装置，该仪器可用于研究恒星场或扩展天体，其角分辨率接近2角秒。仪器偏振度小于0.05%，测量精度主要受典型观测光子噪声的限制。

QUaD：高分辨率宇宙微波背景偏振计

QUaD: A High-Resolution Cosmic Microwave Background Polarimeter

我们描述了QUaD实验，一个毫米波偏振计，旨在观察宇宙微波背景（CMB）从南极的一个网站。该实验包括一个2.64米卡塞格伦望远镜，配备了一个低温冷却的接收器，其中包含62个偏振敏感测辐射热计阵列。焦平面包含两个不同频带100 GHz和150 GHz的像素，其角分辨率分别为5弧分和3.5弧分。高角分辨率允许在宽尺度范围内观察CMB温度和偏振各向异性。该仪器于2005年初开始运行，并在连续三个南极冬季观测期间收集科学数据。

PROSAC：低质量原恒星的亚毫米阵列巡天。I.计划概述：包封、封装、流出和热芯

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。

用于CLOVER的TES成像阵列技术

TES imaging array technology for CLOVER

CLOVER是一项旨在通过测量宇宙微波背景的B模式偏振来探测暴胀产生的引力波特征的实验。CLOVER由三个望远镜组成，工作频率分别为97、150和220 GHz。97-GHz望远镜在其焦平面上有160个喇叭，而150和220-GHz望远镜各有256个喇叭。喇叭被安排在一个六边形阵列和饲料的偏振计，使用鳍线耦合TES辐射热计作为探测器。为了探测这两种偏振，97 GHz望远镜有320个探测器，而150和220 GHz望远镜各有512个探测器。为了实现所需的NEP的检测器被冷却到100 mK的97和150 GHz的偏振计和230 mK的220 GHz的偏振计。每个探测器都被制造成一个芯片，以保证焦平面功能齐全。探测器包含在由铜制成的线性模块中，这些线性模块形成分裂块波导。探测器模块包含16或20个探测器，每个探测器与望远镜焦平面上的六边形喇叭阵列兼容。每个探测器模块包含一个时分SQUID多路复用器，用于读出探测器。多重信号的进一步放大由SQUID系列阵列提供。CLOVER的第一个原型探测器在230 mK的浴温下工作，用于验证探测器设计和偏振计技术。我们描述了设计的三叶草探测器，探测器块，和读出，并给出了更新的探测器的发展。

具有亚毫米阵列的发光红外Galerkin：I。调查概况和中心气尘比

Luminous Infrared Galaxies with the Submillimeter Array: I. Survey Overview and the Central Gas to Dust Ratio

我们提出了新的数据获得的亚毫米阵列的样本附近的14个发光和超亮红外星系。这些星系的光度距离D < 200 Mpc，远红外光度log（L_FIR）> 11.4。在CO J=3-2，CO J=2-1，13 CO J =2-1，和HCO+ J=4-3线以及880微米和1.3 mm处的连续谱。我们结合了我们的CO和连续谱数据，测量出平均气尘质量比为120 +/- 28（均方根偏差109）在这些星系的中心区域，非常相似的值为150确定的银河系。这种相似性是有趣的，因为与银河系相比，亮红外星系中的星暴和可能的吸积活动更强烈。我们发现H_2面密度峰值与远红外光度相关，这表明在中心千秒差距内具有较高气体面密度的星系具有较高的恒星形成率。在我们的样品中，总H_2质量和远红外光度之间缺乏显著的相关性，这表明恒星形成速率的增加是由于在中心区域作为恒星形成燃料的分子气体的可用性增加。与其他作者以前的分析相比，我们没有发现中心气体表面密度和恒星形成效率之间的显着相关性，如远红外光度与核气体质量之比所示。我们的数据表明，这是恒星形成率，而不是恒星形成效率，增加中心气体表面密度在这些星系。

Alma

Alma

阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是一项国际努力，旨在建造一种能够在毫米和亚毫米波长下匹配光学空间望远镜的精致成像特性的仪器。ALMA科学将改变我们对寒冷，尘埃和气体宇宙的看法，从太阳系外行星到最年轻的星系。

在Pampa la Bola III的亚毫米波大气不透明度的FTS测量。水蒸气、液态水和183 GHz水蒸气谱线不透明度

FTS Measurements of Submillimeter-Wave Atmospheric Opacity at Pampa la Bola III. Water Vapor, Liquid Water, and 183 GHz Water Vapor Line Opacities

进一步分析了在智利北部海拔4800米的潘帕拉博拉用傅里叶变换光谱仪（FTS）获得的毫米和亚毫米波（100-1600 GHz或3 mm - 188微米）大气不透明度数据，该光谱仪是阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的所在地。毫米波和亚毫米波不透明度的时间序列图显示出彼此相似的变化，除了在大气中有液态水（雾或云）的时期。使用毫米波和亚毫米波不透明度的相关性在两个条件下，这是受影响的，不受液态水的影响，我们成功地分离到水蒸气和液态水不透明度分量的测量不透明度。水汽不透明度与183 GHz水汽谱线不透明度有很好的相关性，这一点也包含在测量的光谱中。另一方面，液态水不透明度和183 GHz谱线不透明度没有相关性。由于只有水蒸气成分会显著影响干涉仪的相位，而亚毫米波不透明度受液态水成分的影响较小，因此可以使用亚毫米波不透明度进行亚毫米波干涉仪的相位校正。

SHARP映射中消除偏振的方法

The Removal of Artificially Generated Polarization in SHARP Maps

我们通过使用模拟数据和加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）的观测，描述了亚毫米波高角分辨率偏振仪（SHARP）的人工偏振问题。这些错误的人工偏振信号通过测辐射热计子阵列中的未对准加上在数据采集过程期间存在的指向漂移而被引入到数据中。这里概述了一个算法来解决这个问题，并纠正它，提供了一个可以测量的程度的子阵列失调和望远镜指向漂移。高斯强度分布的模拟源的测试表明，引入的人工偏振的水平是高度依赖于源的角度大小。尽管如此，在这些测试期间，校正算法在去除高达60%的人工偏振方面是有效的。对2006年1月和2007年2月木星数据的分析表明，平均偏振度分别为1.44%+/-0.04%和0.95%+/-0.09%。校正算法的应用产生约0.15%和0.03%的2006年和2007年的数据集，分别平均减少极化。

高红移亚毫米波半导体的890微米干涉像

Interferometric 890 micron Images of High Redshift Submillimeter Galaxies

本文介绍了利用亚毫米波阵列（SMA）获得的两个20 mJy亚毫米波星系SMMJ 123711 +622212和MIPS~ J 142824.0 +352619的高分辨率890微米图像。利用角分辨率为2.5”的亚毫米波干涉仪观测，确定了这些高红移源的坐标，精度为0.2”。SMMJ 123711 +622212上的新SMA数据显示，一个未解决的submm源从深HST图像中发现的光学星系向东偏移0.8”，这表明要么是一个具有尘埃中心区域的大星系，要么是一个相互作用的星系系统。超亮（LFIR = 3.2 x 10^{13} Lsun）源MIPS~J142824.0+352619的SMA图像提供了< 1.2的源大小的严格上限。这一限制提供了证据，前景镜头是只有微弱的影响所观察到的高FIR光度。

NGC 7538区域的亚毫米成像偏振测量

Submillimeter Imaging Polarimetry of the NGC 7538 Region

本文介绍了用SCUBA偏振计对NGC7538区0.85mm连续辐射的成像偏振测量。偏振图解释的热辐射的磁性排列的尘埃颗粒。在表面亮度图中发现了与IRS 1和IRS 11相关的两个突出核心，IRS 1（SMM）和IRS 11（SMM）。虽然这些核心在表面亮度上看起来相似，但它们的偏振显示出惊人的差异。在IRS 11（SMM）中，偏振矢量非常有序，偏振度相当高，平均约为3.9%。另一方面，在IRS 1（SMM）中，偏振矢量的方向被局部扰动，并且偏振度比IRS 11（SMM）的偏振度低得多。这些差异表明，小尺度的磁场波动在IRS 1（SMM）中更为突出。这可以解释为核心的进化阶段的差异。在IRS 1（SMM）内部，它似乎处于比IRS 11（SMM）更晚的进化阶段，已经形成了子结构，如子块或红外源簇。在这些子结构的形成过程中，磁场的小尺度波动可能已经形成。从我们的极化图导出的磁场方向的分布与IRS 1（SMM）和IRS 11（SMM）相关的分子流出的分布一致。通过比较磁场与外流场的能量密度，发现磁场可能对外流场的方向起着重要的引导作用。

South Pole 10米亚毫米波望远镜计划

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。