The Formation Height of Millimeter-wavelength Emission in the Solar Chromosphere
在过去几年中，ALMA射电望远镜已可用于太阳观测。ALMA诊断太阳大气层的高度兴趣，因为在毫米波长的亮度温度和太阳大气层中的本地气体温度之间的理论预期的线性关系。解释太阳ALMA观测的关键是了解ALMA发射在太阳大气中的起源。最近的理论研究表明，在1.2（带6）和3毫米（带3）的ALMA带形成在显着不同的高度的中，上部色球层。我们研究了ALMA诊断的形成，使用2.5维辐射MHD模型，其中包括离子中性相互作用（双极扩散）和非平衡电离的氢和氦的影响。我们的研究结果表明，在活跃区域和网络区域，在这两个波长的观测最经常起源于类似的高度在上色球层，与以前的结果相反。非平衡电离增加了色球层的不透明度，因此ALMA主要观察到沿冠层的针状物和纤维。我们将这些模拟结果与IRIS、SDO和ALMA的观测结果相结合，对最近报道的“暗色球洞”（色球层中温度非常低的区域）提出了一种新的解释。
2020-04-01 astro-ph.SR
First High Resolution Interferometric Observation of a Solar Prominence With ALMA
我们提出的第一个观测日珥在$84-116$ GHz的高分辨率干涉成像的ALMA。Biaenkaw天文台和SDO/AIA对H $α$的同步观测揭示了与ALMA观测相似的日珥形态。3 mm和H $α$发射的贡献函数被示出在气体压力的范围内具有显著的重叠。我们估计的最大毫米连续光学厚度为$τ_\mathrm{3mm}\approx 2$，和亮度温度从观察到的H $α$强度。由ALMA观测到的日珥脊的亮温为$\sim 6000-7000$ K，与8000 K气体温度下的亮温估计值有很好的相关性。
2022-02-25 astro-ph.SR
First analysis of solar structures in 1.21 mm full-disc ALMA image of the Sun
在太阳的地图上可以看到各种太阳特征在毫米和亚毫米波长范围内。最近安装的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）能够以前所未有的空间、时间和光谱分辨率在该波长范围内观测太阳。要用ALMA解释太阳观测，第一个重要步骤是将ALMA图与其他光谱范围内记录的太阳同步图像进行比较。首先，我们确定在太阳大气中的不同结构，在光谱的光学，红外和EUV部分（安静的太阳（QS），活动区（AR），盘上的双折射，磁反转线（IL），日冕洞（CH）和日冕亮点（CBP））在一个完整的光盘太阳ALMA图像。第二个目标是测量这些结构的强度（亮度温度），并将其与相应的QS水平进行比较。2015年12月18日，在使用ALMA的CSV-EOC活动期间获得了1.21 mm的全圆盘太阳图像，并与同一天在Hα，He I 1083 nm核心和SDO图像（170 nm，30.4 nm，21.1 nm，19.3 nm和17.1 nm的AIA和HMI磁图）中的全圆盘太阳图像进行了校准和比较。通过对ALMA图像中相应的感兴趣区域进行平均来确定各种结构的亮度温度。在ALMA图像中识别QS、AR、椎间盘上的连续性、IL、CH和CBP的位置。在1.21毫米时，AR看起来是明亮的区域（但太阳黑子是黑暗的），而盘和CH上的双折射从QS背景中无法辨别，尽管其强度略低于周围的QS区域。IL表现为大的、细长的暗结构，并且CBP对应于ALMA亮点。这些结果…
2017-11-16 astro-ph.SR
ALMA's high-cadence imaging capabilities for solar observations
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列提供了前所未有的亚/毫米波长太阳视图。高的空间、时间和光谱分辨率有助于高精度地测量太阳色球层中的气体温度和磁场。预期的结果将彻底改变我们对太阳大气的理解，特别是可能导致解决日冕加热问题的重大步骤。基于最先进的3D辐射磁流体动力学模拟，我们计算出的紧急连续强度（从而亮度温度图）在ALMA访问的波长范围内，并模拟不同的阵列配置的仪器效应。初步结果表明，局部气体温度可以密切映射与ALMA和许多复杂的小尺度色球图案可以解决。
2015-02-17 astro-ph.SR
The subterahertz solar cycle: Polar and equatorial radii derived from SST and ALMA
在亚太赫兹频率下，毫米和亚毫米波长--在太阳半径以及太阳大气的其他参数的测量方面存在差距。随着观测波长的变化，半径也会变化，因为主导电磁辐射的高度是在太阳大气层的不同高度产生的。此外，整个长时间序列的半径变化表明太阳大气的变化可能与太阳周期有关。因此，太阳半径是一个重要的参数，太阳大气模型的校准，使更好地了解大气结构。在这项工作中，我们使用的数据从太阳亚毫米波望远镜（SST）和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），在100，212，230和405 GHz的频率，测量赤道和极地半径的太阳。从SST广泛的数据测量的半径与文献中的半径与频率的趋势一致。从ALMA地图在230 GHz的半径也同意的半径与频率的趋势，而100 GHz的半径略高于其他作者报告的值。此外，我们分析了多年来的赤道和极地半径的行为，通过确定太阳活动和亚太赫兹半径时间序列在212和405 GHz（SST）之间的相关系数。在13年的SST导出的半径的变化相关的太阳活动时，考虑到赤道地区的太阳大气，并考虑到极地地区的太阳活动。100和230 GHz的ALMA导出的半径时间序列显示出与SST非常相似的行为。
2021-02-12 astro-ph.SR
The quiet Sun at mm Wavelengths as Seen by ALMA
在亚毫米、毫米和厘米波段的太阳观测提供了对太阳大气物理条件的直接诊断，因为它们产生了亮温的测量，对于光学厚的特征，亮温等于固有温度--这与其他光谱范围的太阳诊断很不一样。因此，阿塔卡马大型毫米和亚毫米阵列（ALMA）为研究神秘的太阳色球层开辟了一个新的、迄今尚未探索的光谱窗口。在这篇综述中，我们讨论了初始ALMA研究的安静色球，同时使用单碟和紧凑的阵列干涉观测模式。我们目前的结果的色球层的温度结构，比较与经典的经验模型的色球层，和观测的色球网络和针状。此外，我们讨论了什么可能是预期在未来，因为ALMA的能力不断扩大和提高向更高的角分辨率，波长覆盖范围，和极化测量的磁力。
2022-09-06 astro-ph.SR
ALMA and IRIS Observations of the Solar Chromosphere I: an On-Disk Type II Spicule
我们目前的观测太阳色球同时获得的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和界面区域成像光谱仪（IRIS）。这些观测站以色球谱区为目标，其空间分布（分为强磁化区和弱磁化区）允许对孤立的线状结构进行研究，而不受背景辐射的污染。使用这些观测结合辐射磁流体动力学2.5D模型覆盖上对流区的所有方式的电晕，考虑非平衡电离效应，我们报告的检测盘上的色球针状ALMA和确认其多热性质。
2020-12-10 astro-ph.SR
ALMA Observations of the Sun in Cycle 4 and Beyond
本文件由阿塔卡马大型毫米波天文台网络（SSALMON）的太阳模拟创建，为阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）首次定期观测太阳做准备，预计将于2016年10月在ALMA第4周期开始。这里介绍的科学案例表明，利用第四周期预计的仍然有限的太阳观测模式，已经可以进行大量在科学上非常有趣的观测，ALMA有可能为回答太阳物理学中长期存在的科学问题作出重要贡献。随着2016年4月ALMA第4周期的提案截止日期以及2015年12月的调试和科学验证活动即将到来，SSALMON的几个专家小组编写了战略文件，其中概述了考虑到第4周期的预期技术能力，可能可行的潜在太阳观测。对这些文件进行了合并和补充，并进行了分析，提出了在第四周期使用ALMA进行太阳观测的建议。此外，详细的科学案例还表明了太阳物理学界的科学优先事项，以及下一个观测周期需要哪些能力。这份白皮书的工作是与T。Bastian（NRAO，USA）和R. Brajsa，（ESO）.本文件将进一步更新，直至2016年10月第4周期开始。特别是，我们计划在最终决定后调整太阳观测模式的技术能力，并通过对太阳大气的数值模拟和相应的模拟ALMA观测，进一步证明所包括的科学案例的可行性和科学潜力。
2016-04-11 astro-ph.SR
Solar ALMA: Observation-Based Simulations of the mm and sub-mm Emissions from Active Regions
我们开发了一种集成在我们的3D建模工具GX Simulator（Nita et al. 2015）中的高效算法，可以快速计算ALMA光谱范围内太阳活动区（AR）的合成强度和偏振图。该算法分析光球输入（白光和磁图），将给定的光球像素分类为属于给定的光球结构。然后，在每个像素的顶部添加1D色球模型（Fontenla等人，2009），这形成AR的色球模型。下一步是计算从色球模型产生的毫米和亚毫米辐射。这种方法的一个巨大优点是，来自任何给定AR的发射可以非常快地合成，在AR选择后几分钟的量级。使用GX模拟器工具，还可以从同一AR模型生成微波（陀螺共振）和EUV发射的合成图，并将其与ALMA合成图以及相应的观测微波和/或EUV数据进行比较。
2015-06-28 astro-ph.SR
A study of sunspot 3 minute oscillations using ALMA and GST
波和振荡是重要的太阳现象，不仅因为它们可以在色球层中传播和耗散能量，还因为它们携带了关于它们传播的大气结构的信息。在太阳黑子本影区观察到的三分钟振荡的性质被认为是磁流体动力学（MHD）波从光球层以下向上传播的影响。我们提出了一个研究太阳黑子振荡和波传播在NOAA AR 12470使用约一个小时长的数据集获得的2015年12月17日由阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），古德太阳望远镜（GST）在大熊太阳天文台（BBSO），大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO），界面区成像光谱仪（IRIS）ALMA的数据是独一无二的，它提供了太阳黑子色球层直接温度测量的时间序列。ALMA图像的两秒节奏使我们能够很好地解决色球层中典型的太阳黑子振荡的三分钟周期。傅立叶分析应用于ALMA频带3（$\sim$ 100 GHz，$\sim$ 3 mm）和GST H $α$数据集以获得功率谱以及振荡相位信息。我们分析了波的传播特性，结合多个波长，探测太阳大气的物理参数在不同的高度。我们发现，ALMA的温度波动与预期的传播声波是一致的，轻微的不对称性表明非线性陡峭。
2021-11-10 astro-ph.SR
Propagation of transverse waves in the solar chromosphere probed at different heights with ALMA sub-bands
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）为我们提供了一个很好的诊断工具，用于研究太阳色球层的动力学，尽管目前是通过一个单一的接收波段。每个ALMA频带由四个子频带组成，这些子频带由多个频谱通道组成。然而，迄今为止，为了确保最佳成像而忽略了光谱域，因此时间序列观测大多限于全波段数据产品，从而将研究限制在单一色球层。在这里，我们报告的动态事件（即波传播）的ALMA带3的数据（中心在3毫米，100 GHz）被分成一个较低的和一个上边带的第一次观察。原则上，这种方法的目的是绘制太阳大气中略有不同的层。边带数据与太阳ALMA管道（SoAP）一起减少，从而产生每个边带的亮度-温度图的时间序列。通过磁静区的相位分析，其中纯声波预计占主导地位，两个边带之间的平均高度差估计为$73\pm16$ ~km。此外，我们研究了横波在小尺度亮结构的传播，通过小波相位分析在两个大气高度的振荡之间。我们发现有6%的波是驻波，而其余的波分别有54%和46%是向上和向下传播的，其绝对传播速度约为$\approx96$ ~km/s，导致平均能通量为$3800$，W/m $^2$ .
2022-08-25 astro-ph.SR
Solar ALMA observations: constraining the chromosphere above sunspots
我们提出了第一个高分辨率的阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测太阳黑子在1.3毫米和3毫米的波长，在太阳ALMA科学验证活动在2015年，并将它们与半经验太阳黑子本影/半影大气模型的预测进行比较。第一次毫米观测太阳黑子解决了本影/半影亮度结构的色球高度，在这些波长的发射形成。我们发现，太阳黑子本影在1.3毫米和3毫米处表现出完全不同的外观，而半影亮度结构在两个波长处是相似的。本影的内部在3 mm处比周围的安静太阳（QS）亮约600 K，在1.3 mm处比QS冷约700 K，是太阳黑子在该波长处最冷的部分。平均而言，3 mm处半影的亮度与QS亮度相当，而在1.3mm处，它比QS亮约1000 K。在两个ALMA带中，半影亮度朝向外边界增加。在测试的本影模型中，Severino等人（1994）的模型提供了与观测数据的最佳拟合，包括本研究分析的ALMA数据和早期工作的数据。在这里考虑的那些模型中，没有一个半影模型与目前可用的测量值吻合。ALMA观测在多毫米波长可以用来测试现有的太阳黑子模型，并作为一个重要的输入约束新的经验模型。
2017-10-16 astro-ph.SR
First ALMA Observation of a Solar Plasmoid Ejection from an X-ray Bright Point
等离子体团喷射或喷流等爆发现象是太阳活动的一个重要特征，有可能提高我们对太阳大气动力学的理解。这样的喷射通常被认为是在快速磁重联区域预期的外流的特征。氦的304 A极紫外线形成于10^5 K左右，被认为是这种现象的可靠示踪剂，但从这种观测中确定物理参数并不简单。我们用ALMA、AIA和Hinode/XRT分别在毫米波、极紫外和软X射线波段同时观测到了X射线亮点的等离子体团喷射。本文报道了由射电、极紫外和X射线数据组合得到的等离子体团的物理参数。因此，我们得出结论，等离子体团可以由（近似）等温的10^5 K等离子体组成，在100 GHz处光学薄，或者由具有热包层的10^4 K核心组成。分析表明ALMA提供的额外温度和密度限制的价值，未来ALMA的科学观测将能够与星载和其他高分辨率望远镜的空间分辨率相匹配。
2017-05-04 astro-ph.SR
Spatio-Temporal Comparisons of the Hydrogen-Alpha Line Width and ALMA 3 mm Brightness Temperature in the Weak Solar Network
ALMA 3 mm辐射和其他太阳观测之间最强的对应关系是H-α线宽和3 mm亮温之间的对应关系，而在许多色球诊断中发现的典型的3- 5分钟p模式振荡通常在ALMA波段3和6观测中缺乏。我们使用一个公开可用的数据集研究这些问题，该数据集是在SOL 2017 -03- 17 T15：42-16：45的时间，包括IBIS H-alpha和ALMA 3 mm数据系列。我们确认了H-α线宽和3 mm温度之间的相关性，但发现热与冷区域的两种诊断之间存在不同的斜率，这两种诊断都比以前的报告更陡。这两个斜率的来源不明，但在观测期间确实存在。IBIS数据的空间平均功率谱确实显示出p模振荡，而ALMA数据没有。然而，在对应于ALMA校准窗口的时间去除IBIS数据使得两个数据系列的平均功率谱几乎相同。空间地图的功率集成的p模式频段之间的两个数据系列，并显示在许多色球诊断中发现的磁阴影和晕的典型模式。因此，我们认为，在ALMA数据中观察到的p-模式的缺乏可能主要是由于光谱窗口引起的校准观测的时间和持续时间。
2023-01-06 astro-ph.SR
Solar Chromospheric Temperature Diagnostics: a joint ALMA-H$α$ analysis
我们提出了第一个高分辨率，同时观测太阳色球层的光学和毫米波长范围内，获得ALMA和IBIS仪器在邓恩太阳望远镜。在本文中，我们集中在ALMA波段3（3毫米，100 GHz）和H $α$ 656.3 nm线，以前确定为一个可能的诊断色球温度的核心宽度观察到的亮度温度之间的比较。我们发现，在我们的FOV所覆盖的斑，网络和原纤维的区域中，这两种诊断具有很好的相关性，在两者中观察到相似的空间结构。的相关性的强度是显着的，给定的毫米辐射的源函数服从当地的热力学平衡，而H $α$线的源函数，显着偏离当地的普朗克函数。观测到的ALMA亮度温度范围明显小于先前用来解释观测到的H $α$宽度变化的温度范围。我们采用的RH代码的正演模拟分析认为，H $α$宽度和ALMA亮度温度之间的强相关性是由它们的共享依赖于人口数$n_2$的第一激发态氢。这个人口数驱动毫米不透明度通过氢离子化通过巴耳末连续，和H $α$宽度通过曲线的增长一样的不透明度效果。最终，$n_2$群体通过增强或缺乏向下的Ly $α$通量来调节，这将两种诊断的形成高度分别相干地转移到具有不同温度的区域。
2019-06-20 astro-ph.SR
The serendipitous discovery of a possible new solar system object with ALMA
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）前所未有的灵敏度提供了许多新的发现。其中有几个是偶然的观察的原始目标。我们报告发现以前未知的连续源，或一个单一的快速移动的新的源，在我们的ALMA观测。在这里，我们的目标是确定检测的性质。在像平面上的$>5.8σ$和$(u,v)-$平面上的$>14σ$的探测是在345 GHz附近连续谱中对渐近巨星分支星W Aql周围的$25$弧秒区进行的两个时期的ALMA观测中进行的。在覆盖$50x50$角秒的第三个时期，未看到源。我们已经调查了如果检测可能是虚假的，如果他们可以构成一个人口的可变背景源，或者如果观察发现一个快速移动的单一对象。基于我们的分析，我们得出结论，一个单一的对象（与流量的$\sim3.0$ mJy）表现出大自行（$\sim87$ arcsec/yr）是最有可能的解释。直到来源的性质变得清晰，我们将其命名为Gna。除非ALMA观测存在未知但重要的问题，否则我们已经在太阳系中发现了一个以前未知的物体。基于自行分析，我们发现，如果Gna是引力束缚的，它目前位于$12-25$ AU距离处，大小为$\sim220-880$ km。或者它是一个大得多的行星大小的天体，引力不受约束，位于$\sim4000$ AU之内，或者如果它是强变的，则位于更远的地方（到$\sim0.3$ ~pc）。我们的观测突出了ALMA在探测可能的太阳系天体方面的能力，但…
2016-01-20 astro-ph.SR
The Solar ALMA Science Archive (SALSA)
2016年12月，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对太阳进行了首次定期观测。由于ALMA观测太阳的新颖性和复杂性，这些早期观测和相应数据的减少带来了挑战。迄今为止，由于难以根据ALMA提供的测量数据集，以太阳物理学家熟悉和可用的格式制作科学上可用的时间分辨成像产品，因此限制了这类数据的提供。随着太阳能ALMA管道（SoAP）的发展，现在已经可以定期减少这些数据集。因此，越来越多的科学准备太阳ALMA数据集现在以太阳ALMA科学档案（SALSA）的形式提供。到目前为止，SALSA主要包含单点干涉图像的时间序列，节奏为一秒或两秒。数据数组以FITS格式提供。我们还提出了第一个版本的标准化头格式，可适应未来的扩展，并适合其他标准的范围内，包括ALMA科学档案本身和SOLARNET。标头还包括设计用于帮助从原始数据再现成像产品的信息。如果有的话，还提供了以界面区成像光谱仪（IRIS）为重点的联合观测的链接。SALSA随附Solar ALMA辅助工具库（SALAT），其中包含IDL和Python例程，可方便地加载和快速分析SALSA数据。
2021-09-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
An overall view of temperature oscillations in the solar chromosphere with ALMA
通过直接测量气体温度，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）已经产生了一个新的诊断工具，研究太阳色球层。在这里，我们提出了一个概述的亮度温度波动，从几个高质量和高时间分辨率（即，1和2秒的节奏）时间序列的图像获得的前两年的太阳观测与ALMA，在波段3和波段6，集中在约3毫米（100 GHz）和1.25毫米（239 GHz）分别。不同的数据集表示具有不同水平的磁通量的太阳区域。我们执行快速傅立叶和Lomb-Scargle变换来测量主频率的空间结构和振荡的平均全局频率分布（即，在整个视场上平均）。我们发现，观测到的频率从一个数据集到另一个数据集显著不同，这是根据观测捕获的太阳区域（即，与它们的基本磁拓扑相关联）。虽然对于大多数磁静止数据集，在3-5 mHz的频率范围内存在增强的功率，但是当存在来自强的潜在磁场浓度（存在于观察到的视场的内部和/或附近）的显著影响时，较低的频率占主导地位。我们在这里讨论了一些原因，可能有助于在ALMA观测约5.5兆赫的功率抑制。然而，目前尚不清楚其他色球诊断（除了H α线核心强度）如何不受类似影响，即，它们显示了非常明显的3分钟振荡，主导着色球层的动力学，而在这里分析的10个ALMA数据集中，所有像素中只有非常小的一部分显示出接近5.5 mHz的峰值功率。
2020-11-05 astro-ph.SR
Centre to limb brightness variations from ALMA full disk solar images
阿塔卡马大型毫米-亚毫米阵列（ALMA）望远镜太阳观测的科学验证（SV）数据已向科学界公布。理解中心到肢体亮度函数对于比较全椎间盘图像中的特征是必要的。我们的目标是在两个可用的光谱带中找到经验中心到肢体的亮度函数，并创建中心到肢体亮度变化被移除的扁平图像。我们使用二阶多项式拟合的余弦的入射角的数据点作为径向距离的函数的中心的太阳圆盘。该方法还包括基于四分位距迭代去除离群值。所有可用图像的拟合函数证明能够充分描述拟合系数误差相对较小的数据。在这两个波段中，我们发现对肢体这是一个结果，在该地区的太阳大气中的径向距离的电子温度增加的增亮。这项研究发现，$T_{b}$的一个活跃的区域之间有约180 K的差异和没有边缘增亮在径向距离$\approx$ 0.75 $R_{\odot}$在频带6。我们还制作了消除了肢体增亮的扁平图像。ALMA图像中的临边增亮效应是足够显著的（对于波段3为10%，在波段6中约为15%），在进一步的分析中它不能被忽略。由于本研究中不包括旁瓣的影响，因此这些值可能代表了肢体增亮的下限。临边增亮函数的形状也可以用来约束太阳大气各层中的电子密度和温度。
2019-09-19 astro-ph.SR
SSALMON - The Solar Simulations for the Atacama Large Millimeter Observatory Network
阿塔卡马大型毫米波天文台网络（SSALMON）的太阳模拟于2014年启动，与两项ALMA开发研究相关。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是一种功能强大的新工具，它也可以以高空间，时间和光谱分辨率观测太阳。国际SSALMONetwork旨在协调ALMA太阳观测模式的进一步发展，并促进太阳物理学的科学机会，特别侧重于数值模拟，这可以为观测模式提供重要的限制，并有助于解释未来的观测。ALMA探测到的辐射主要来自太阳色球层-这是光球层和日冕之间的一个复杂的动态层，在能量和物质的传输以及太阳大气外层的加热方面发挥着重要作用。潜在的目标包括活动区、太阳黑子、太阳平静区、耀斑。在这里，我们简要概述了网络和未来ALMA太阳观测的潜在科学案例。
2015-04-06 astro-ph.SR
Utilizing the slope of the brightness temperature continuum as a diagnostic tool of solar ALMA observations
来自太阳大气的毫米波长辐射的强度与等离子体温度密切相关，并且辐射的形成高度与波长有关。由此可见，亮温连续体的斜率（T $_\mathrm{b}$）对太阳大气中采样层的气体温度的局部梯度进行采样。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的太阳观测，并根据不同ALMA接收器子波段（2.8-3.2 mm;波段3）和（1.20-1.31 mm;波段6）的合成观测值之间的差异，对T $_\mathrm{b}$连续体的斜率进行估计和预测。连续体的斜率与小尺度动力学耦合，正号表示温度随高度增加，而负号表示温度随高度减少。网络补丁主要是由大的正斜率，而安静的太阳区域显示出正负斜率的混合物，在很大程度上与传播的冲击波和时间演化的斜率，因此可以用来识别冲击。根据ALMA观测值，估计了亮温斜率在角分辨率下的可观测性。模拟结果还表明，第3和第6波段的辐射可以同时来源于不同高度的几个分量，两个波长之间的激波信号延迟并不一定反映传播速度，而是由上面各层不透明度的不同变化率引起的。在不同的ALMA接收器子带采样的T $_\mathrm{b}$连续体的斜率作为大气中采样高度处的局部等离子体温度的斜率的指示器，这提供了新的诊断可能性来测量潜在的物理性质。
2022-11-10 astro-ph.SR
First Spectral Analysis of a Solar Plasma Eruption Using ALMA
本研究的目的是演示如何使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测到的对数毫米连续梯度可用于估计太阳大气中的光学厚度。我们讨论了如何使用多波长毫米测量可以通过吸收机制的知识来完善等离子体分析。在这里，我们使用子带观测从公开可用的科学验证（SV）数据，而我们的方法也将适用于定期ALMA数据。使用与X射线亮点（XBP）一致的增强和2015年12月17日在波段3（84-116 GHz）观测到的活动区NOAA 12470附近的等离子体团喷射事件测试ALMA SV数据的光谱分辨能力。我们计算这两个功能的干涉亮度温度光曲线在每个四个组成子带找到对数毫米光谱。我们比较了所观察到的对数光谱梯度与导出的等温等离子体的光学厚度的关系，以估计结构的光学厚度。我们得出结论，在90%的置信度内，固定增强具有$0.02 \leq τ\leq 2.78$之间的光学厚度，并且移动增强具有$0.11 \leq τ\leq 2.78$，因此两者都位于100 GHz处的光学薄和厚等离子体之间的过渡附近。从这些估计，等温等离子体与典型的带3背景亮度温度预计将有$\sim 7370 - 15300$ K的电子温度的静态增强和$\sim 7440 - 9560$ K之间的移动增强，从而证明了子带ALMA光谱分析的好处。
2019-02-04 astro-ph.SR
The Sun at millimeter wavelengths. III. Impact of the spatial resolution on solar ALMA observations
用ALMA对太阳进行干涉观测，为研究太阳大气的小尺度动态提供了宝贵的诊断工具。估计的可观测性的小尺度动态的空间分辨率的功能，具有不同的特征磁场拓扑结构的区域有利于更强大的分析ALMA观测的太阳。一个三维模型的太阳大气的MHD代码Bifrost被用来产生高节奏的观测在毫米和submm波长。接收器频带3-10的合成观测量被降级到对应于具有从最紧凑的C1到更扩展的C7的干涉阵列的不同配置的ALMA观测的角分辨率。在每种情况下的小尺度动力学的可观测性进行了分析。因此，还进行了分析，以预测未来能力的潜力。研究太阳色球层中典型的小空间尺度所需的最低分辨率取决于目标区域的特性。这里，考虑从安静的Sun到增强的网络环路的范围。有限的空间分辨率会影响动态小尺度增亮事件的可观测特征，其形式是亮度温度幅度降低，可能使其无法检测，甚至峰值发生时间的偏移长达数十秒。可观测的亮度振幅和原始振幅之间的转换因子，在完全解决的模拟提供，原则上可以应用于观测数据，但受到波长相关的不确定性。预测的典型外观在不同的组合的接收器频带，阵列配置，和目标区域的属性进行。
2021-09-28 astro-ph.SR
ALMA and IRIS Observations of the Solar Chromosphere II: Structure and Dynamics of Chromospheric Plage
我们提出并采用了一种新的经验方法来确定色球斑区域，这似乎更好地隔离斑从其周围地区相比，其他常用的方法。我们警告说，隔离从它的周围环境的斑必须小心，以成功地减轻统计偏差，例如，可以影响不同的色球观测之间的定量比较。使用这种方法，我们的分析表明，用ALMA/Band 6观测到的谱区中的1.25 mm波长自由-自由发射可能不会像以前认为的那样在低色球层中形成，而是在动态谱区特征的高色球层部分（如针状体和其他明亮结构），即，过渡区温度的几何高度附近。我们研究了在ALMA/Band 6（1.25 mm波长）和IRIS/Si IV（1393 nm）中观测到的色球斑特征之间的高度相似性。我们还表明，IRIS/镁II h和k是不相关的ALMA/Band 6，因为以前认为，我们讨论了与以前的作品的差异。最后，我们报告的迹象色球加热由于传播冲击ALMA/Band 6观测支持。
2020-12-10 astro-ph.SR
Solar science with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array - A new view of our Sun
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是一种新的强大工具，用于以高空间，时间和光谱分辨率观测太阳。这些能力可以解决太阳物理学中广泛的基本科学问题。ALMA观测到的辐射主要来自色球层-这是光球层和日冕之间的一个复杂的动态区域，在能量和物质的传输以及最终对太阳大气外层的加热方面发挥着至关重要的作用。根据第一次太阳试验观测，目前正在制定定期开展太阳活动的战略。最先进的太阳大气数值模拟和仪器效应建模可以帮助约束和优化ALMA未来的观测模式。在这里，我们提出了一个简短的技术说明ALMA和概述过去的努力和未来的可能性，在亚毫米和毫米波长的太阳观测。此外，选定的数值模拟和其他波长的观测表明ALMA的科学潜力，研究太阳的大范围的科学案例。
2016-01-04 astro-ph.SR
ALMA observations of transient heating in a solar active region
我们的目标是调查的温度增强和形成高度的脉冲加热现象在太阳活动区，如埃勒曼炸弹（EB），紫外线爆发（UVB），和耀斑活动区纤维（FAF）使用干涉测量观测毫米（mm）连续提供的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。我们研究了3毫米的签名的加热事件中确定的太阳动力学天文台（SDO）的观测活动区，并比较结果与合成光谱从三维辐射磁流体动力学模拟。我们估计的贡献，日冕毫米亮度使用差分发射测量分析。我们报告了在$\sim1.2$“空间分辨率下3 mm连续谱中EBs的零检测，这证明了它们是对上部色球加热没有显著贡献的次冠层事件。相比之下，我们发现活跃区域充满了多个紧凑，明亮，闪烁的mm爆发-让人想起UVB。在某些事件中，高达$\sim14200$ K的高亮度温度有来自日冕的显著贡献（高达$\sim$ 7%）。我们还检测FAF类事件在3毫米的连续显示快速运动的$>10000\,$ K等离子体发射高平面的天空速度（$37-340\rm\,km\,s^{-1}$）从明亮的内核。毫米FAF是最明亮的一类温暖的冠层纤维，连接相反极性的磁性区域。模拟证实，ALMA应该能够检测到毫米对应的紫外线和小耀斑，从而提供了一个补充诊断太阳色球局部加热。
2020-09-01 astro-ph.SR
A new submm source within a few arcseconds of $α$ Centauri: ALMA discovers the most distant object of the solar system
我们最近宣布在我们的ALMA观测α Cen AB中检测到一个未知的亚毫米波源。在445 GHz和343.5GHz两个时段内分别检测到一个较强和一个较弱的源。经过社区的宝贵反馈，事实证明，在343.5~GHz的检测不能用不同的还原软件再现，也不能在$(u,v)$平面内拟合。通过对$(u,v)$数据进行建模，进一步证实了在445 GHz处的检测，并且在$>12σ$处显示出稳健性，从而证实了我们对该未知源的检测。然而，仅基于一个时期，在发表文章讨论新来源的性质之前，需要进一步的分析和最好是新的数据。分析表明，当处理低信噪比源检测时，$(u,v)$ -平面拟合和替代数据减少的重要性。
2015-12-17 astro-ph.SR
Calculated brightness temperatures of solar structures compared with ALMA and Metsähovi measurements
研究利用 ALMA 与 Metsähovi 观测比较太阳结构毫米亮温，验证并缩放半经验 ATLCW 模型，量化活动区与冕洞相对宁静太阳的密度、温度变化。
2024-02-29 astro-ph.SR
Modeling brightness temperature of prominences on the solar disk using ALMA single-dish observations
本研究通过改编ATLCW宁静太阳模型，利用ALMA单碟观测建模日珥亮温，发现日珥呈吸收特征，密度更高、温度更低，且其稳定性由磁静力学而非流体静力学平衡维持，并确认热轫致辐射为主导机制。
2025-09-10 astro-ph.SR
Detection of the simplest sugar, glycolaldehyde, in a solar-type protostar with ALMA
乙醇醛（HCOCH 2 OH）是最简单的糖，也是形成更复杂的生物相关分子的重要中间体。在本文中，我们提出了第一次检测到的13个过渡的乙醇醛围绕太阳型的年轻恒星，通过阿塔卡马大毫米波阵列（ALMA）的观测0类原恒星二进制IRAS 16293-2422在220 GHz（6个过渡）和690 GHz（7个过渡）。乙醇醛线的起源在温暖的（200-300 K）气体接近的个别组成部分的二元。乙醇醛与其异构体甲酸甲酯（HCOOCH 3）共存，甲酸甲酯的丰度是这两种来源的10-15倍。数据还显示了乙二醇的初步检测，乙醇醛的还原醇。在690 GHz数据中，基于220 GHz谱线的建模预测具有最高光学深度的七个跃迁都显示出朝向双星（IRAS 16293 B）中的一个分量的红移吸收曲线，表明在系统速度下的入射和发射与此偏移约0.2”（25 AU）。我们讨论了乙醇醛和其他有机物种的化学形成的限制-特别是在实验室实验的背景下，含甲醇的冰的光化学。的相对丰度似乎是一致的UV光化学的CH 3OH-CO混合冰，经历了温和的加热。这些早期ALMA数据中线密度的数量级增加说明了其巨大的潜力，可以揭示与太阳系类似物形成相关的全部化学复杂性。
2012-08-27 astro-ph.SR
Observations of solar chromospheric oscillations at 3 mm with ALMA
我们研究了色球振荡使用阿塔卡马大毫米和亚毫米阵列（ALMA）的时间序列的干涉观测安静的太阳在3毫米获得的2秒的节奏和几个角秒的空间分辨率。对1600 A的同时大气成像组件（AIA）图像序列在相同的视场和相同的时间间隔上进行了相同的分析。空间分辨色球振荡在3毫米，频率为$ 4.2 +- 1.7$兆赫的观察在安静的太阳，在细胞和网络。振荡的相干长度尺度与我们的ALMA观测的空间分辨率相当。单个像素中的温度-温度波动可以达到几百K，而空间平均功率谱密度产生的均方根在~ 55-75 K的范围内，即，高达平均亮度温度的~ 1%，并表现出朝向边缘的适度增加。对于AIA 1600 A，振荡频率为3.7 +- 1.7 mHz。相对均方根高达背景强度的6%，向盘中心（单元，平均值）有微弱的增加。ALMA 3 mm时间序列滞后AIA 1600 A ~ 100 s，相当于地层高度差~ 1200 km。我们探测到的ALMA振荡比White等人（2006年）在3.5 mm处从较低（~ 10 arcsec）分辨率观测得到的振幅更高。因此，色球振荡在色球网络的长度尺度上并没有完全解决，甚至可能在我们的ALMA观测的空间分辨率上也没有解决。任何在毫米域的瞬态增亮的研究都应该考虑到振荡。
2019-12-07 astro-ph.SR
ALMA Discovery of Solar Umbral Brightness Enhancement at λ=3 mm
我们报告的亮度增强的发现，在一个大的太阳黑子本影中心的波长为3毫米使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。太阳黑子是太阳表面最突出的特征之一，但令人惊讶的是，人们对它们的许多方面都知之甚少。我们分析了ALMA获得的λ=3 mm（100 GHz）镶嵌图像，其中包括2015年12月16日活动区域AR 12470内的大太阳黑子。3毫米图具有视场和空间分辨率，是该频率范围内整个太阳黑子的最高空间分辨率图。我们发现从外部半影中的高值到内部半影/外部半影中的低值的3 mm亮度的梯度。在本影内部，3 mm亮温有明显的增加，我们称之为本影亮度增强。这种增强的发射对应于相对于周围的内部半影区域超过800 K的温度，并且与界面区域成像光谱仪（IRIS）的1330和1400 μ s slitjaw图像中的过量亮度相一致，邻近部分光桥。这种λ=3毫米的亮度增强可能是色球层高度的黑子本影的内在特征，例如本影闪光的表现，或者它可能与日冕羽流有关，因为亮度增强与在171 ° C观测到的日冕环的足点一致。
2017-05-09 astro-ph.SR
High-frequency wave power observed in the solar chromosphere with IBIS and ALMA
我们目前的观测限制太阳色球加热的贡献，从声波频率在5和50兆赫之间。我们利用新墨西哥州邓恩太阳望远镜的观测结果，并补充了2017年4月23日收集的阿塔卡马大型毫米波阵列的观测结果。各种量的功率谱的性质是从Ca II 854.2 nm、H I 656.3 nm的谱线以及1.25 mm和3 mm处的毫米连续谱导出的。（斜率、峰值和白噪声本底）与太阳特征的类型（互联网、网络、谱斑）相关。为了解开的垂直与横向等离子体运动，我们检查两个不同的领域，一个接近磁盘中心和其他接近的肢体。为了推断中色球层的声通量，我们将我们的观测结果与随时间变化的辐射流体动力学RADYN代码的合成观测值进行了比较。我们的研究结果表明，声波携带高达约1千瓦米$^{-2}$的能量通量在中间色球，这是不足以维持安静的色球，相反，以前的出版物。
2021-07-19 astro-ph.SR
Subterahertz Radius and Limb Brightening of the Sun Derived from SST and ALMA
对太阳半径和临边增亮的测量提供了关于太阳大气结构和温度的重要信息。太阳半径随着射频观测的减少而增加，这表明每次发射都起源于大气层的更高位置。因此，太阳大气的不同层可以通过多个波长的观测来探测。在这项工作中，我们使用太阳亚毫米望远镜和ALMA的单碟观测数据确定了100，212，230和405 GHz的平均半径和边缘增亮。首次估计了212和405 GHz频率的临边增亮值。在亚太赫兹频率下，观测到的临边增亮可能会影响太阳半径的测量。我们使用两种不同的和众所周知的方法来确定半径：半功率法和拐点法。我们研究如何天线波束的大小和肢体增亮水平，LB，可以影响半径测量使用这两种方法。我们的研究结果表明，拐点方法是受这些参数的影响最小，因此，应用于太阳半径估计在无线电波长。测得的平均半径为968”~ $\pm$ ~3”（100 GHz）、963”~ $\pm$ ~3”（212 GHz）、963”~ $\pm$ ~2”（230 GHz）和963”~ $\pm$ ~5”（405 GHz）。最后，我们使用前向建模来估计太阳盘的LB范围，得到5%-19%（100 GHz）、2%-12%（212 GHz）、6%-18%（230 GHz）和3%-17%（405 GHz）。半径和肢体增亮的估计同意以前的测量报告中的文献。
2021-11-30 astro-ph.SR
ALMA Observations of Solar Spicules in a Polar Coronal Hole
本文利用ALMA毫米波观测极区冕洞中的太阳针状体，结合光学、紫外和极紫外数据，估算了中性氢柱深度和电子密度随高度的分布，发现针状体对日冕质量收支和加热贡献有限，但可能通过电流和波动输运能量。
2025-04-07 astro-ph.SR
Subarcsecond imaging of a solar active region filament with ALMA and IRIS
静止丝出现在色球线和毫米（mm）范围内的连续波长观测时，太阳盘上的吸收功能。活动区（AR）细丝是它们的小尺度，低海拔的类似物，但它们不能在以前的毫米观测解决。这种光谱诊断可以深入了解其细线的形成和物理特性的细节，这些细节仍然没有完全了解。在这里，我们揭示了AR灯丝的热结构，使用高分辨率的亮度温度（$T_{\rm b}$）与ALMA带6补充同步IRIS近紫外光谱，日出/SOT光球磁图，SDO/AIA极端紫外图像。在AIA 304毫米通带和Mg II共振线核心中可见的一些暗丝在1.25毫米图中有暗丝（$T_{\rm b}<5000$ K）对应物，但它们的可见性在丝脊和时间上显著变化。这些不透明度的变化可能与温度和电子密度在细丝精细结构的变化。最冷的$T_{\rm b}$值（$<$ 5000 K）与Mg II h和k线的低积分强度区域一致。ALMA Band 3在Band 6之后拍摄的地图没有清楚地显示出灯丝结构，这与基于先前对静止灯丝的观察的对比度在较长波长处应该增加的预期相反。ALMA图与等温条件不一致，但暗条的时间演化可能部分解释了这一点。
2022-04-27 astro-ph.SR
Solar polar brightening and radius at 100 and 230 GHz observed by ALMA
太阳在射频的极地增亮已经研究了近50年，但在太阳大气模型和观测之间仍然存在分歧。一些观测报告的增亮值远小于从模型中获得的预期值，在毫米波长处差异特别大。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）射电干涉仪的出现为大气模型的校准提供了新的线索。在这项工作中，我们分析了ALMA在2015年12月16日至20日的科学验证期间在100和230 GHz观测到的极地增亮的下限。我们发现，在100和230 GHz的平均极性强度高于磁盘强度，在南极的9张地图分析的8个较大的亮度强度。将观测结果与两个半经验大气模型FAL-C（Fontenla等人，1993年）和SSC（Selhorst等人，2005年a）的毫米波临边增亮辐射计算结果进行了比较。两种模型都呈现出比平均观测值更大的肢体强度。SSC模型得到的强度更接近观测结果，在100和230 GHz的极区增亮分别为10.5%和17.8%。这种差异可能是由于色球特征（如针状体）在靠近边缘的区域的存在。
2018-11-29 astro-ph.SR
Probing the Sun with ALMA: observations and simulations
ALMA将通过提供与目前可用的毫米波长观测相比在空间分辨率和灵敏度上的飞跃，开启太阳研究的新篇章。在准备ALMA的过程中，我们进行了大量的观测测试和最先进的辐射MHD模拟。在这里，我们回顾了最好的太阳毫米波观测。使用最先进的辐射MHD模拟的太阳大气，我们展示了巨大的潜力ALMA观测揭示太阳色球层的性质。我们表明，ALMA不仅将提供一个可靠的探测色球的热结构和动力学，它也将开辟一个强大的新的诊断磁场在色球高度，一个根本上重要的，但迄今知之甚少的参数。
2015-08-24 astro-ph.SR
Prospects and challenges of numerical modelling of the Sun at millimetre wavelengths
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）提供了新的诊断可能性，补充了其他常用的诊断方法，用于研究我们的太阳。特别是，ALMA的能力，作为一个基本上是线性的温度计的色球气体在前所未有的空间分辨率在毫米波长和未来的偏振测量有很大的诊断潜力。因此，预计太阳ALMA观测将大大有助于回答关于太阳大气外层结构、动力学和能量平衡的长期问题。在这方面，当前和未来的ALMA数据对于限制和进一步发展太阳大气的数值模型也很重要，而这反过来又往往对解释观测结果至关重要。后者特别重要，因为太阳具有高度间歇性和动态的性质，涉及在空间和时间尺度上发生的大量过程。因此，对太阳进行现实的正演模拟需要考虑到非平衡效应的随时间变化的三维辐射磁流体动力学，而且通常需要单独进行详细的辐射转移计算，从而得出可与观测值进行比较的综合观测值。这种人工观测有时也考虑到仪器和视物效应，除了有助于解释观测结果外，还为设计和优化ALMA的太阳观测模式提供了指导性工具。在另一个方向，ALMA数据与其他同步观测相结合，使太阳大气结构的重建通过数据反演技术。本文重点介绍了ALMA对太阳数值模拟的影响，其潜力和挑战，以及选定的例子。
2022-10-25 astro-ph.SR
ALMA Memo 628 -- High-cadence observations of the Sun
ALMA为太阳研究提供新诊断能力，高频次成像至关重要。开发研究通过正向建模展示高频次观测潜力，提出后处理改进建议并探索亚秒级观测间隔以提升图像可靠性。
2024-08-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Sun at millimeter wavelengths I. Introduction to ALMA Band 3 observations
我们提出了一个初步的研究，第一个ALMA波段3的太阳观测，目的是验证诊断潜力的亮度温度测量与ALMA在太阳上。观测持续48分钟，以2秒的节奏，目标是圆盘中心的安静太阳区域。相应的时间序列的亮度温度图构建的第一个版本的太阳ALMA管道（SoAP），并比较同步SDO观测。观测值的角分辨率由合成波束（1.4 × 2.1 as）设置。ALMA地图展示了网络补丁，互联网的地区，也细长的薄功能，连接到大规模的磁回路与SDO地图的比较确认。ALMA波段3图与SDO/AIA 171、131和304通道的相关性最好，因为它们表现出网络特征，尽管在ALMA图中非常弱，但它们具有大规模环路的印记。一组紧凑的磁环在ALMA Band 3中非常清晰地可见。环顶的亮度温度达到约8000 - 9000K的值，在极端的时刻高达10000K。ALMA波段3早期观测周期的干涉观测已经揭示了太阳色球层的温度差异。弱的磁环印记和与171，131和304 SDO通道的相关性表明，ALMA波段3中映射的辐射可能比以前假设的更大范围的大气高度，但波段3的确切形成高度需要更详细地研究。由总功率测量设定的绝对亮度温度范围仍然不太确定，必须在未来改进。尽管有这些复杂情况和有限的角分辨率，ALMA波段3的观测对于定量研究太阳色球层的小尺度结构和动力学具有很大的潜力。
2020-01-07 astro-ph.SR
Observing the Sun with Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA): High Resolution Interferometric Imaging
在毫米和亚毫米波长上对太阳的观测提供了一个独特的探测器，可以探测色球层的结构、动力学和加热;太阳黑子的结构;太阳黑子和暗条的形成和爆发;以及喷流和耀斑等高能现象。在毫米和亚毫米波长下对太阳进行高分辨率观测是具有挑战性的，这是由于来自安静太阳的发射的强烈、扩展、低对比度和动态性质，以及与高能现象相关的发射的极其强烈和可变的性质。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的设计考虑到了太阳观测。太阳观测的要求与恒星源观测有很大不同，必须采取特别措施才能成功地进行这类观测。我们描述的调试工作，使使用两个频段，3毫米波段（带3）和1.25毫米波段（带6），连续干涉成像观测的太阳与ALMA。介绍了在2015年12月举行的太阳能调试活动期间使用新调试模式获得的高分辨率合成图像的示例。虽然最终的66个ALMA天线中只有30个用于该活动，但从ALMA调试数据合成的太阳图像揭示了太阳大气的新特征，证明了ALMA太阳观测的潜在力量。ALMA的不断扩大和太阳能调试工作将继续实现新的和独特的太阳观测能力。
2017-04-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Observing the Sun with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA): Polarization Observations at 3 mm
本文介绍了2019至2022年间ALMA在3毫米波段实现太阳偏振测量的开发工作，通过校准仪器偏振并观测太阳黑子验证了Stokes V特征，为色球磁场研究提供新约束及观测指导。
2024-01-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Solar Simulations for the Atacama Large Millimeter Observatory Network
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）将是以高空间、时间和光谱分辨率在（亚）毫米波长观测太阳色球层的宝贵工具，因此具有解决太阳物理学中长期存在的科学问题的巨大潜力。为了最好地利用这一科学机会，启动了阿塔卡马大型毫米波观测网络的太阳模拟。这一国际合作的一个关键目标是支持准备和解释未来与ALMA的太阳观测。
2015-02-23 astro-ph.SR
ALMA detection of dark chromospheric holes in the quiet Sun
我们介绍了2017年4月27日在第一个太阳ALMA周期期间获得的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在3 mm波长处对安静太阳区域的观测，并将其与紫外线和可见光中的色球观测以及光球磁图进行了比较。ALMA图像清楚地揭示了毫米图中存在明显的特别黑暗/凉爽的区域，其温度低至3毫米时正常安静太阳的60%，这在其他数据中看不到。我们推测，ALMA是感测冷色球气体，其存在已被推断出较早的红外CO光谱。
2019-05-16 astro-ph.SR
Deep solar ALMA neural network estimator for image refinement and estimates of small-scale dynamics
随着角分辨率的降低，小尺度特征的可观测特征的对比度和幅度降低。高节奏的时间序列的合成可观测的地图在1.25毫米的三维磁流体动力学彩虹模拟太阳大气和退化的角分辨率对应的观测数据与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。Deep Solar ALMA Neural Network Estimate（Deep-SANNE）是一种人工神经网络，用于提高太阳观测的分辨率和对比度。这是通过识别动态模式在小尺度的功能在对应于观测数据的角分辨率的空间和时间域，并将它们与高分辨率的非退化数据的磁流体动力学模拟。第二个模拟，用于验证性能。Deep-SANNE提供了亮度温度估计退化的地图，可用于过滤最有可能显示高精度的位置，并作为校正因子，以构建比观测分辨率显示更高对比度和更准确亮度温度的精细图像。Deep-SANNE揭示了更多的小尺度特征，并估计了增亮事件的超额温度，相对于高分辨率数据的平均准确度为94.0%，而观测分辨率为43.7%。通过使用时间域的附加信息，Deep-SANNE可以比标准的二维去卷积技术更好地恢复高对比度。Deep-SANNE应用于观测太阳ALMA数据。Deep-SANNE精细图像对于分析小尺度和动态特征是有用的。它们可以高精度地确定数据中的位置，以便进行深入分析，并对太阳观测进行更有意义的解释。
2022-11-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
A First Comparison of Millimeter Continuum and Mg II Ultraviolet Line Emission from the Solar Chromosphere
我们目前的联合观测太阳的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和接口区域成像光谱仪（IRIS）。2015年12月18日，作为ALMA科学验证工作的一部分，对太阳活动区进行了观测。ALMA利用镶嵌技术在1.25毫米（239千兆赫）波长处获得了一张尺寸为$2.4' \times 2.3'$的太阳连续辐射图。通过IRIS在2803.5 nm处的Mg II h双联体系中获得了分子量$1.9'\times 2.9'$的同期图谱。毫米/亚毫米$-λ$连续发射和紫外线（UV）线发射被认为是来自太阳色球层，都有可能作为强大的和补充诊断的物理条件，在这个知之甚少的太阳大气层。虽然观察到mm- $λ$亮度温度$T_B$和Mg II h线辐射温度$T_{rad}$之间存在明显的相关性，但斜率为$<1$，这可能是因为这些诊断对色球层的不同部分敏感和/或Mg II h线源函数包括散射分量。平均$T_B$（1.25 mm）和平均$T_{rad}$（Mg II）之间存在显著偏移，前者的$\approx 35\%$大于后者。将图划分为“黑子区”、“安静区”和“斑区”，我们发现IRIS Mg II h线$T_{rad}$和ALMA亮温$T_B$之间散点图的斜率分别为0.4（黑子区）、0.56（安静区）和0.66（斑区）。我们认为，这种变化可能是由区域依赖性的形成高度的IRIS和ALMA诊断，和/或增加的程度之间的…
2017-06-14 astro-ph.SR
Correlation between the solar magnetic field strength and the millimeter brightness temperature
由ALMA获得的太阳毫米波图像显示出与磁图的显著对应。在本文中，我们调查了这种对应关系，通过比较ALMA全磁盘太阳图像在1.2毫米SDO/HMI磁图，并分析它们的相关性。发现色球网络与活动区存在正相关关系，亮温随视线磁场强度增大而增大，黑子则呈负相关关系。宁静太阳区的亮温与磁场没有任何关系。给出了热韧致辐射作为最好的解释所观察到的相关性。
2022-03-22 astro-ph.SR
The Alma catalog of OB stars. II. A cross-match with Gaia DR2 and an updated map of the solar neighbourhood
我们交叉匹配的阿尔玛目录的OB星与盖亚DR2天体测量和测光的第一步，朝着生产一个干净的样本，在太阳附近的大质量恒星具有高度的完整性。我们分析了由此产生的颜色绝对星等图，将我们的样本分为几类，并比较了两个来源的灭绝估计，发现两者都存在问题。用三种不同的先验获得的距离被发现在它们之间几乎没有差异，这表明Gaia DR2距离是稳健的。本文分析了太阳附近大质量恒星的三维分布。我们发现，一个运动学上不同的结构，我们称之为仙王座马刺从猎户座天鹅座螺旋臂向英仙座手臂延伸，位于银河系中平面上方，可能与最近发现的拉德克利夫波有关。我们认为，这种银河系盘的模式可能是负责最近增强恒星形成在其波峰和波谷。我们还讨论了在不久的将来扩展这项工作的计划。
2021-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observing the Sun with the Atacama Large Millimeter-submillimeter Array (ALMA): Fast-Scan Single-Dish Mapping
阿塔卡马大型毫米-亚毫米阵列（ALMA）射电望远镜已于2016年底开始对太阳进行科学观测。由于太阳比单个ALMA盘的视场大得多，因此ALMA干涉仪在观察太阳圆盘时无法测量太阳辐射的背景水平。绝对温度标度是ALMA太阳科学的重要测量，包括对太阳大气能量传递的理解，双折射的性质，以及色球层冲击加热的研究。为了提供一个绝对温度刻度，ALMA太阳观测将利用ALMA 12米碟形望远镜卓越的快速扫描能力，制作完整太阳的单碟图。本文报告了优化映射过程的广泛调试工作的结果，并描述了所得数据的性质。详细讨论了振幅校准：描述了利用ALMA校准系统中的两个负载以及天空测量的路径，并将其应用于调试数据。大量的单盘数据集的检查表明，在所得到的温度显着变化，并根据温度分布，我们得出安静的太阳值在磁盘中心的7300 K在λ =3毫米和5900 K在λ =1.3毫米。这些值有统计不确定性的顺序为100 K，但系统的不确定性的温度尺度，可能会显着更大。示例图像来自两个时期，具有非常不同的太阳活动水平。在25角秒的分辨率，1.3毫米波长的图像显示的磁盘上的温度变化超过约2000 K的范围。
2017-05-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Comparative Image Alignment for Multiple Telescopes: ALMA, IRIS, SDO
提出以 SDO 日面投影坐标为参考、结合 PCC 与 SSIM 相关分析的多望远镜太阳图像配准方法，并通过 SALSA 中 D06 号 ALMA 观测验证其一致性。
2024-04-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
The solar chromosphere at millimetre and ultraviolet wavelengths. I. Radiation temperatures and a detailed comparison
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的太阳观测为我们提供了太阳色球层亮温的直接测量。我们研究的温度分布与ALMA带6（在1.21，1.22，1.29，和1.3毫米的四个子带）在不同的地区，并在附近的，一个太阳黑子，包括准安静和活跃的地区与不同数量的底层磁场。我们将这些温度与在近紫外和远紫外（UV）波长（以及光学薄远紫外光谱的线芯强度）下获得的温度进行比较，这些温度与界面区域成像光谱仪（IRIS）探测器共同观测。这些包括Mg II k 279.6 nm和Mg II h 280.4 nm线的发射峰和核心，以及C II 133.4 nm、O I 135.6 nm和Si IV 139.4 nm的线核心，对中高色球层和低过渡区进行采样。分裂的ALMA子带导致在个别温度图的空间分辨率略有增加，因此，解决较小规模的结构相比，与标准的平均例程。我们发现，辐射温度有不同的，虽然有些重叠，在不同的波长和不同的磁区的分布。然而，ALMA温度与UV诊断温度的比较应非常谨慎地解释，前者是在局部热力学平衡（LTE）条件下形成的，后者是在非LTE条件下形成的。ALMA波段6的平均辐射温度与IRIS C II线提取的辐射温度在所有区域相似，除了太阳黑子和孔隙，其中C II具有较高的辐射温度。在所有的磁性区域，镁II线与最低的平均辐射温度在我们的样品。这些将为未来的数值模型提供约束。
2019-01-17 astro-ph.SR
ALMA observations of molecular gas in the host galaxy of AT2018cow
我们调查的分子气体，和恒星形成的属性，宿主星系（CGCG 137-068）的一个神秘的瞬态，AT 2018 cow，在kpc和更大的尺度，使用档案波段3的数据从阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）。AT 2018 cow是最近的快速演化发光瞬变（FELT），这是第一个揭示FELT分子气体特性的研究。所实现的均方根和光束尺寸为0.21毫焦束$^{-1}$在$40$公里的速度分辨率$^{-1}$和$3".66\times2".71$（$1.1~{\rm kpc} \times 0.8~{\rm kpc}$），分别。成功检测到CO（$J$ =1-0）排放。从CO数据推断出的总分子气体质量是$(1.85\pm0.04)\times10^8$ M $_\odot$和银河系CO到H的$_2$转换因子。AT 2018奶牛研究中心的H $_2$柱密度估计为$8.6\times10^{20}$ cm $^{-2}$。ALMA数据表明：（1）CGCG 137-068在分子气体和恒星形成性质方面是一个正常的恒星形成（SF）矮星系;（2）AT 2018 cow位于CO峰和蓝色星团之间。这些性质表明恒星正在形成，并有利于大质量恒星的爆炸，作为AT 2018 cow的祖先。我们还发现CGCG 137-068具有太阳或超太阳金属丰度。如果其他FELT宿主星系的金属丰度不高于平均值，那么SF矮星系的金属丰度以外…
2019-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA 1.3 millimeter Search for Debris Disks around Solar-type Stars in the Pleiades
来自不同年龄恒星周围碎片盘的毫米辐射对星子的碰撞演化提供了约束。我们提出了ALMA 1.3毫米观测样本的76个太阳型恒星在~115万年的古老的昴星团星团。这些ALMA观测补充了以前对该样品的红外观测，提供了对较低温度下星周尘埃发射的灵敏度，对应于与柯伊伯带及更远半径相当的碎片。观测得到的光束尺寸为1.5弧秒（200 au），均方根噪声中值为54 μ m/光束，这对应于样品中典型恒星40 K尘埃的分光度$L_{dust}/L_{star} \sim 10^{-4}$。ALMA图像显示没有明显的目标恒星的检测。我们解释这些限制的背景下，一个稳态的碰撞级联模型碎片磁盘的演变，提供了一个很好的描述观测的现场人口在太阳附近，但没有很好地校准对年轻的population.The ALMA非检测的昴星团系统是兼容的磁盘通量预测模型。我们没有发现高分数光度异常值，从这些ALMA数据，可能与增强碰撞所产生的活动不占稳态演化。然而，我们注意到，两个系统（HII 1132和HD 22680）显示24微米的超出远高于该模型的预测，可能是由于涉及行星的动力学事件产生的异常高的尘埃。
2022-07-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
