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位于海拔5000米的干燥场地上，在仪器波长范围为0.3至10毫米的范围内具有良好的大气传输能力。其中一个是多达64个直径为12米的天线，可以在150米到15公里的范围内以多种模式重新配置。第二个阵列由一组四个12米和十二个7米天线组成，在直径约50米的两个紧密排列的配置中的一个中工作。该仪器将提供关于太阳系、银河系和附近高红移宇宙中原子、分子和电离气体和尘埃的干涉和总功率天文信息。在本文中，我们概述了ALMA的科学驱动因素，技术挑战和计划进展。
英文摘要：
The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) is an international radio telescope under construction in the Atacama Desert of northern Chile. ALMA is situated on a dry site at 5000 m elevation, allowing excellent atmospheric transmission over the instrument wavelength range of 0.3 to 10 mm. ALMA will consist of two arrays of high-precision antennas. One, of up to 64 12-m diameter antennas, is reconfigurable in multiple patterns ranging in size from 150 meters up to ~15 km. A second array is comprised of a set of four 12-m and twelve 7-m antennas operating in one of two closely packed configurations ~50 m in diameter. The instrument will provide both interferometric and total-power astronomical information on atomic, molecular and ionized gas and dust in the solar system, our Galaxy, and the nearby to high-redshift universe. In this paper we outline the scientific drivers, technical challenges and planned progress of ALMA.
The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) Band-1 Receiver
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）频段1接收机覆盖35-50 GHz频段。原型接收机，包括关键部件和子系统的开发已经完成，并对两套原型接收机进行了全面测试。我们将提供ALMA Band 1科学目标的概述，以及在ALMA上使用的要求和设计。本文还将讨论接收机的发展现状，并将讨论完全组装的频段1接收机系统的基础设施、集成和评估。最后，将讨论所遇到的技术和管理挑战。
Silicon-based vacuum window for millimeter and submillimeter-wave astrophysics
Okayama University（冈山大学）；University of Minnesota, Twin Cities（明尼苏达大学双城分校）；The University of Tokyo（东京大学）；Delft University of Technology（代尔夫特理工大学）；Netherlands Institute for Space Research (SRON)（荷兰空间研究所）；Laser Zentrum Hannover（汉诺威激光中心）；Institute for Photon Science and Technology (IPST), The University of Tokyo（东京大学光子科学技术研究院）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo（东京大学宇宙物理数学研究所（WPI））；Center for Data Driven Discovery (CD3), Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (IPMU), The University of Tokyo（东京大学宇宙物理数学研究所数据驱动发现中心）；ILANCE, CNRS, University of Tokyo International Research Laboratory（日本理化学研究所-东京大学国际联合实验室）
GLTCAM: Concept of Multi-color Millimeter and Submillimeter Camera for the Greenland Telescope
University of Tokyo（东京大学）；Kitami Institute of Technology（北见工业大学）；RIKEN Center for Advanced Photonics（理化学研究所先进光子中心）；National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ)（日本国立天文台）；Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）；Saitama University（埼玉大学）；National Institute of Information and Communications Technology（信息通信研究机构）；Institute of Low Temperature Science, Hokkaido University（北海道大学低温科学研究所）；Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency（日本宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）
The Atacama Cosmology Telescope: Release of A databaSe of millimeTeR ObservatioNs of Asteroids Using acT ($\mathtt{ASTRONAUT}$)
Cornell University（康奈尔大学）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Haverford College（哈弗福德学院）
Development of a Temperature-Variable Cold Blackbody Calibrator for Millimeter and Submillimeter Wave Detectors
National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ)（日本国立天文台）；Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）；Saitama University（埼玉大学）；University of Tokyo（东京大学）；RIKEN Center for Advanced Photonics（理化学研究所先进光子学中心）；Kitami Institute of Technology（北见工业大学）
Characterization of sensitivity and responses of a 2-element prototype wavefront sensor for millimeter-wave adaptive optics attached to the Nobeyama 45 m telescope
我们报告的结果的原型波前传感器的性能表征毫米自适应光学（MAO）安装在Nobeyama 45米射电望远镜。微弧氧化是实现未来大口径亚毫米波望远镜的关键部件，如大型亚毫米波望远镜（LST）或阿塔卡玛大口径亚毫米波望远镜（AtLAST）。然而，微弧氧化的困难在于，在孔径上以~10 μ m的精度实时感测波前变形。我们的波前传感器工作在20 GHz的测量主镜表面的某个位置到放置20 GHz相干接收器的焦点之间的无线电路径长度。与2元件的原型，我们采样的两个位置上的主镜表面（在半径为5米和16米）在10 Hz的采样率。然后，通过对两个光路进行微分，得到两个位置之间的多余光程长度（EPL）。EPL的功率谱密度示出三个分量：低频漂移（1/f^n）、振荡和白噪声。比较了不同风况下的EPL测量结果，发现前两种现象可能是由望远镜结构的风荷载引起的。白噪声的功率对应于EPL测量中8 μ m的1西格玛统计误差。8 um r.m.s.对于LST和AtLAST所需的镜面精度（~20-40 μ m r.m.s.）而言是重要的，这表明，我们的技术也是有用的，为未来的大口径亚毫米望远镜。
Laser-micromachined silicon-platelet feedhorns for large-scale submillimeter and millimeter-wave focal planes
Quantum Sensors Division, National Institute of Standards and Technology（美国国家标准与技术研究院量子传感器部）；Inertial Fusion Technology Division, Energy Group, General Atomics（通用原子能公司惯性聚变技术部能源组）；Department of Physics, University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校物理系）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）
Kinetic inductance detectors for millimeter and submillimeter astronomy / Détecteurs à inductance cinétique pour l'astronomie millimétrique et sub-millimétrique
我们提出了最近的发展动态电感探测器（KID）的大型阵列的探测器。主要应用是地基毫米波天文学。作为案例研究，我们特别关注我们自己的实验：NIKA（Néel IRAM KID阵列）。NIKA是目前使用KID仪器的最佳现场实验，包括为Pico Veleta的IRAM 30米望远镜设计的双波段成像系统。我们在这篇文章中描述，一般情况介绍后，KID的工作原理和读出电子，至关重要的是利用固有的KID多路复用。我们得出结论，在2010年10月举行的最后一次运行期间，NIKA在2 mm和1.4 mm处同时观察到的天文源的一个小子集。介绍了近年来有关电影电感探测大矩阵（KID）的研究成果，主要应用于太阳毫米波天文学。Nous détailons en particulier notre propre caméra：NIKA（Néel IRAM KID Arrays）qui est aujourd'hui l'instrument le plus abbatemettant en oeuvre des KID. NIKA是Pico Veleta的30米IRAM的双波段摄像机。通过对这些文字中的工具性背景的分析，我们解释了KIDS和演讲电子学的功能原理，这对于多路复用的潜在潜力至关重要。最后，我们提出了NIKA在2010年12月进行的2 mm和1.4 mm波段的观测结果。
Rapid-response 1.3 mm Observations of GRB 260127A with the Submillimeter Array
Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（天体物理中心（哈佛与史密森尼学会））；University of Utah（犹他大学）；Cornell University（康奈尔大学）；Department of Astronomy/Steward Observatory, 933 North Cherry Avenue, Rm. N204, Tucson, AZ 85721-0065, USA（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Northwestern University（西北大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
