We present the size, shape and flux densities at millimeter continuum wavelengths, based on ALMA science verification observations in Band 3 (~94.6 GHz) and Band 6 (~228.7 GHz), from the binary Mira A (o Ceti) and Mira B. The Mira AB system has been observed with ALMA at a spatial resolution of down to ~25 mas. The extended atmosphere of Mira A and the wind around Mira B sources are resolved and we derive the size of Mira A and of the ionized region around Mira B. The spectral indices within Band 3 (between 89-100 GHz) and between Band 3 and Band 6 are also derived. The spectral index of Mira A is found to change from 1.71+-0.05 within Band 3 to 1.54+-0.04 between Band 3 and 6. The spectral index of Mira B is 1.3+-0.2 in Band 3, in good agreement with measurements at longer wavelengths. However it rises to 1.72+-0.11 between the bands. For the first time the extended atmosphere of a star is resolved at these frequencies and for Mira A the diameter is ~3.8x3.2 AU in Band 3 (with brightness temperature Tb~5300 K) and ~4.0x3.6 AU in Band 6 (Tb~2500 K). Additionally, a bright hotspot of ~0.4 AU and with Tb~10000 K is found on the stellar disc of Mira A. The size of the ionized region around the accretion disk of Mira B is found to be ~2.4 AU. The emission around Mira B is consistent with that from a partially ionized wind of gravitationally bound material from Mira A close to the accretion disk of Mira B. The Mira A atmosphere does not fully match predictions, with brightness temperatures in Band 3 significantly higher than expected, potentially due to shock heating. The hotspot is likely due to magnetic activity and could be related to the previously observed X-ray flare of Mira A.
Resolving the outer ring of HD 38206 using ALMA and constraining limits on planets in the system
HD 38206是天鸽座星协中的一颗A0V恒星，拥有一个由IRAS首次发现的碎片盘。斯皮策和赫歇尔的进一步观测表明，这个圆盘有两个组成部分，可能类似于太阳系的小行星和柯伊伯带。这颗恒星的年轻年龄使其成为直接成像行星搜索的主要目标。系统中可能的行星可以使用碎片盘来限制。在这里，我们提出了第一ALMA观测系统的柯伊伯带，并适合他们使用的前向建模MCMC方法。我们探测到一个扩展的尘埃盘，峰值在180 au左右，宽度为140 au。椎间盘接近边缘，显示出不对称的初步迹象，最佳偏心率为$0.25^{+0.10}_{-0.09}$。我们使用拟合参数来确定冷带内部行星质量的限制。我们确定至少需要四颗行星，每颗行星的最小质量为0.64 M $_J$，以清除小行星和柯伊伯带之间的差距。如果我们假设最外层的行星负责圆盘的搅动，其内缘的位置和圆盘的偏心率，那么我们可以更紧密地预测其偏心率，质量和半长轴为$e_{\rm{p}}=0.34^{+0.20}_{-0.13}$，$m_{\rm{p}}=0.7^{+0.5}_{-0.3}\,\rm{M}_{\rm{J}}$和$a_{\rm{p}}=76^{+12}_{-13}\,\rm{au}$。
The ALMA-ATOMS-QUARKS survey: Resolving a chemically rich massive protostellar outflow
Yunnan University（云南大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Peking University（北京大学）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. Bose基础科学国立中心）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Debrecen（德布勒森大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院国家天文台拉美天文中心）；University of Oslo（奥斯陆大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Tsinghua University（清华大学）；Kyushu University（九州大学）
A surprisingly large asymmetric ejection from Mira A
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Universidad Nacional Autónoma de Honduras（洪都拉斯国立自治大学）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of Oslo（奥斯陆大学）
Resolving the terrestrial planet-forming region of HD 172555 with ALMA: I. Post-impact dust distribution
Trinity College Dublin, the University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）；Malaghan Institute of Medical Research（马拉甘医学研究所）；University of Exeter（埃克塞特大学）；Space Science Institute（太空科学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Towson University（陶森大学）
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。
Constraining properties of dust formed in Wolf-Rayet binary WR 112 using mid-infrared and millimeter observations
Yale University（耶鲁大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Tokyo（东京大学）；Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Arkansas Tech University（阿肯色理工大学）；The University of Sydney（悉尼大学）；Caltech（加州理工学院）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）
