Phase Correction for ALMA with 183 GHz Water Vapour Radiometers
大气层的波动特性，特别是其水蒸气含量，引起天文信号的相位波动，如果不加以校正，将导致长基线上（亚）毫米干涉仪的性能迅速恶化。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）使用183 GHz水蒸气辐射计（WVR）系统来帮助校正这些波动，并在长基线和高频率下提供更好的性能。本文介绍了ALMA WVR系统的总体设计、设计参数的选择和数据处理策略。我们还提出了初步测试的结果，表明在相稳定性，可以实现和非常低的贡献，相位噪声的WVR的大的改善。最后，我们简要地描述了在这些初始测试中看到的相位校正精度的主要限制因素，即云的退化影响和最有可能由于空气中干成分的密度变化而引起的残余相位波动
2013-02-25 astro-ph.IM
Solving the polarization problem in ALMA-VLBI observations
阿塔卡马大型毫米-亚毫米阵列（ALMA）是迄今为止世界上最灵敏的毫米/亚毫米望远镜。ALMA分阶段项目（APP）将使我们能够分阶段升级所有ALMA天线，并将它们用作一个单独的VLBI站。这将是事件视界望远镜（EHT）的关键组成部分，EHT是一个毫米波长的全球VLBI阵列。APP中的一个问题是偏振通道的校准和转换。大多数VLBI站以循环方式记录信号，但ALMA接收机以线性方式记录信号。分阶段ALMA VLBI观测中将遵循的策略是在“混合”基础上进行相关（即，线性对圆形），并在相关之后将Vibrant转换为纯圆形基础。我们已经开发了一种算法来执行这样的VLBI卫星的偏振转换。在这些会议中，我们提出了PolConvert算法的基础知识，并讨论了一般情况下的偏振转换是单碟（除了相控阵）记录的VLBI观测中的线性接收机。我们展示了PolConvert应用于实际模拟的一些结果，以及Onsala射电望远镜（线性记录）和Effelsberg射电望远镜（圆基记录）之间在86 GHz的实际VLBI观测的测试。
2015-04-24 astro-ph.IM
Wideband 67-116 GHz receiver development for ALMA Band 2
ALMA自2011年以来一直在运营，但尚未填充完整的预期频段。特别是，ALMA频段2（67-90 GHz）是原始ALMA频段定义中批准生产的最后一个频段。我们的目标是产生一个宽带，可调，边带分离接收器，每个极化的瞬时带宽为28 GHz，在天空频率范围67-116 GHz。根据2030年ALMA发展路线图中的建议，我们的设计预期了新的ALMA要求。低温盒设计为与ALMA Band 2盒插槽兼容，其中最冷的组件-喇叭天线，正交模换能器和低温低噪声放大器-在15 K的温度下工作。我们使用多种仿真方法和工具来优化无源光学器件和有源器件的设计。低温盒与容纳本地振荡器（LO）和下变频器模块的室温盒接口。这种暖盒主要基于GaAs半导体技术，并经过优化，使低温接收器带宽与所需的瞬时LO调谐范围相匹配。我们的合作为每个组件设计、制造和测试了多个技术解决方案，生产出了覆盖整个ALMA Band 2和3大气窗口的最先进的接收机。该接收机适合在未来几年部署在ALMA上，能够在4-18 GHz的中频波段进行双极化、边带分离观测，每个极化信道的天空带宽总计为28 GHz。我们的结论是，ALMA频段2的67-116 GHz宽带实现现在是可行的，这个接收器是一个引人注目的仪器升级，将提高观测能力和科学范围。
2020-02-20 astro-ph.IM physics.ins-det
ALMA High-frequency Long Baseline Campaign in 2017: Band-to-band Phase Referencing in Submillimeter Waves
2017年，组织了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）高频长基线活动，以测试基线长达16公里的亚毫米（submm）波长的图像能力。我们研究了图像质量使用ALMA接收机频带7，8，9，和10（285-875 GHz）通过采用带到带（B2B）相位参考，其中相位校准器在较低的频率跟踪。对于B2B相位参考，与标准带内相位参考相比，预期可以使用更接近目标的相位校准器。在第一步中，确保可以使用差分增益校准来消除低频和高频频带之间的仪器相位偏移差，其中在频率切换时肯定会检测到相位校准器。下一步，安排比较实验来研究不同分离角下B2B和带内相位参考与相位校准器之间的图像质量。在最后一步，我们进行了长基线成像测试的类星体在289 GHz的频带7和405 GHz的频带8和复杂结构的源HL Tau和VY CMa在频带9的~670 GHz。成功应用了B2B相位参考，使我们能够分别为HL Tau和VY CMa实现14 x11和10 x8 mas的角分辨率。在B2B相位参考中找到5.4度内的低频校准器的可能性很高，亮度足以使用8 s扫描长度与7.5 GHz带宽的组合。
2020-03-23 astro-ph.IM
3.5-Year Monitoring of 225 GHz Opacity at the Summit of Greenland
我们提出了3.5年的监测结果，225 GHz的不透明度在格陵兰冰盖的首脑会议（格陵兰首脑会议营地）在海拔3200米的倾斜辐射计。我们选择这个站点作为我们的亚毫米望远镜（格陵兰望远镜; GLT）站点，因为它的位置为现有的全球尺度VLBI亚毫米望远镜提供了有利的基线。该网站显示了一个明显的季节变化，平均不透明度较低的一个因素，在冬季。对于25%和50%的冬季四分位数，格陵兰站点比ALMA或南极站点差约10%-30%。冬季大气透射谱在低频（<450 GHz）下与ALMA站点相似，几乎整个冬季都是透明的，不透明度<0.5，但在高频（>450 GHz）下，不透明度比ALMA站点高10%-25%。这是由于格陵兰岛的海拔较低。尽管如此，格陵兰站点的一半冬季时间可以用于450 GHz和1000 GHz之间频率的天文观测，不透明度<1.2，10%的时间在THz（1035 GHz，1350 GHz和1500 GHz）窗口中显示>10%的透射率。格陵兰站冬季的一个主要优点是，由于极夜条件，没有日变化，因此低透明度条件的持续时间明显长于ALMA站。低于0.05或0.04的不透明度可持续超过100小时。这种长期稳定的不透明度条件即使在南极也不会经常发生;它只发生在不透明度低于0.05的情况下。由于不透明度的变化与天空温度（背景）的变化直接相关，因此格陵兰站点适合于需要异常稳定的天空背景的天文观测。
2016-11-04 astro-ph.IM
The ALMA Development Roadmap
本文件概述了未来发展的路线图，这将大大扩展ALMA的能力，并使其能够在未来几十年产生更多令人兴奋的科学。拟议的发展是由ALMA在其运作的第一个五年取得的突破性成果的动机。本文描述的路线图基于ALMA科学咨询委员会（ASAC）、社区和技术文件对未来发展的新科学方向和技术可行性的投入。工作组建议，根据科学价值和技术可行性，最优先的发展事项是将接收机中频带宽至少扩大两倍，并升级相关的电子设备和相关器。这些发展将大大减少盲测红移、化学光谱扫描和深连续谱测量所需的时间，从而推动广泛的科学研究。按照科学优先顺序，建议对中频（200-425 GHz）、低频（< 200 GHz）和高频（> 425 GHz）进行接收机升级。工作组建议，接收器和吞吐量的开发应在设备和技术可行的情况下尽快进行。作为第一步，应成立一个技术和科学小组，正式确定最高级别的要求。然后，系统工程师团队应该负责将这些需求流到子系统，以形成一组一致的新的最低需求，未来的开发项目必须满足这些需求。考虑到提高吞吐量将影响ALMA的许多子系统，工作组建议ALMA内部的一个小组负责协调和监测这些发展。（略）
2019-02-07 astro-ph.IM
ALMA Band-to-band Phase Referencing: Imaging Capabilities on Long Baselines and High Frequencies
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波天线阵组织了高频长基线实验，以测试使用长达16公里基线的亚毫米波体制的高角分辨率成像能力。进行了四次实验，两次波段7（289 GHz）和两次波段8（405 GHz）观测。使用频带到频带（B2B）相位参考的相位校正与相位校准器一起使用，分别在频带3（96 GHz）和频带4（135 GHz）中观察到的相位校准器仅为0.7度。在Band 8中，我们实现了14 x11 mas的最高分辨率。我们比较了目标类星体的合成图像，使用20和60秒的开关周期时间在相位参考。在波段7中，大气在相位均方根方面具有良好的稳定性（在2分钟内<0.5 rad），并且在20和60 s切换周期时间之间的图像相干性几乎没有差异。在更差的相位rms条件下（2分钟内>1 rad）进行了一个频带8实验，这导致在使用60 s开关周期时间时相干性显著降低。四个实验中的一个实验表明，在289 GHz下，使用20 s的开关周期时间，相位参考后的残余相位均方根误差可以减小到0.16 rad。这样的条件将满足在频带10中>70%的图像相干性的相位校正要求，假设类似的相位校准器分离角，强调需要在高频下进行这样的B2B相位参考观测。
2020-07-14 astro-ph.IM
Conducting High Frequency Radio SETI using ALMA
本文探讨ALMA在高频窄带技术特征探测中的潜力，首次利用其Band 3存档数据对28颗银河系恒星开展巡天，在特定频率设定新限制，为射电SETI提供新方法与数据支持。
2024-11-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
Development of the ALMA-North America Sideband-Separating SIS Mixers
随着阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）接近完成，73个双极化接收机已交付给每个波段3（84-116 GHz）和6（211-275 GHz）。接收机使用边带分离超导Nb/Al-AlOx/Nb隧道结（SIS）混频器，为ALMA开发，以抑制图像波段的大气噪声。混频器的设计考虑了动态范围、输入回波损耗和信号到图像转换（这在SIS混频器中可能很重要）。频带3和6中的典型SSB接收机噪声温度分别为30 K和60 K，并且镜像抑制通常为15 dB。
2013-06-25 astro-ph.IM physics.ins-det
A first search of transients in the Galactic Center from 230 GHz ALMA observations
银河系中心（GC）是我们银河系中恒星密度最高的地方之一，使其周围成为一个可能富含无线电瞬变的环境，例如射电星和不同类型的耀斑活动。在本文中，我们提出了第一个研究的瞬态活动的GC的基础上阿塔卡马大型毫米/亚毫米（mm/submm）阵列（ALMA）连续观测在230 GHz的区域。这种搜索是基于一种新的自校准算法，特别是设计用于在GC领域的变化检测。使用这种方法，我们在GC中心超大质量黑洞人马座A*（SgrA*）的~ $\sim 30\,$角秒的有效视场中进行了无线电瞬变搜索，使用2017年事件视界望远镜（EHT）活动期间拍摄的ALMA 230 GHz观测，该活动在2017年4月6日，7日和11日进行了几个观测小时（5-10）。这种校准方法允许一个解开未解决的SgrA* 的变化从任何潜在的瞬态发射在更广泛的视野和残留影响的不完善的数据校准。因此，一个强大的统计标准，以确定真正的瞬态可以建立：事件应该生存至少三倍的相关时间，它必须有一个峰值偏移的至少七倍的瞬时均方根之间的连续图像。我们的算法成功地测试对现实的合成模拟的瞬态源在GC领域。在检查了统计标准的有效性，我们提供了上限的GC在230 GHz的有效视野中的瞬态活动。
2022-08-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
SEPIA - a new single pixel receiver at the APEX Telescope
内容：我们描述了新的SEPIA（瑞典ESO PI仪器APEX）接收器，这是设计和建造的先进接收器开发组（GARD），在Onsala空间天文台（OSO）与ESO合作。它于2015年在APEX望远镜上安装和调试，具有ALMA Band 5接收器通道，并于2016年2月更新了新的频率通道（ALMA Band 9）。目标：本手稿旨在为使用SEPIA接收器的观察者提供硬件描述、光学和性能以及调试结果方面的参考。研究方法：在SEPIA的三个可用的接收机盒位置中，对应于ALMA频带5（RF频带158- 211 GHz）和频带9（RF频带600- 722 GHz）的两个当前频率信道提供了最先进的双极化接收机。频带5频率通道使用2SB SIS混频器，平均SSB噪声温度约为45 K，每个边带的IF（中频）频带为4- 8 GHz，提供总的4x 4 GHz IF频带。频带9频率信道使用DSB SIS混频器，噪声温度为75- 125 K，IF频带为4- 12 GHz，用于每个极化。结果：所有APEX观察员均可使用两个当前SEPIA接收器通道。
2017-12-20 astro-ph.IM
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。
2016-12-02 astro-ph.IM
The Science Case for Building a Band 1 Receiver Suite for ALMA
我们提出了一套引人注目的科学案例的ALMA波段1接收器套件。对于这些情况，我们假设更新后的标称频段1频率范围为35 - 50 GHz，可能扩展到52 GHz;这些频率一起优化了频段1的科学回报。科学案例的范围从附近的恒星到宇宙的再电离边缘。两个案例为ALMA当前的一级科学目标提供了额外的杠杆作用，并被视为建立波段1接收器套件的特别强大的动力：（1）详细描述原行星盘中颗粒的演化，作为气体运动学的补充，需要在~35 GHz（~9 mm）的连续观测;以及（2）在再电离时期探测来自银河系等星系的CO3 - 2线发射，即，6 <z <10，也需要频带1接收器覆盖。然而，波段1科学的范围很广，包括对ISM中非常小的尘埃颗粒、脉冲星风星云、射电超新星、X射线双星、银河系中心（即，Sgr A *）、致密云核、复杂的碳链分子、脉泽、致密ISM中的磁场、年轻恒星的喷流和外流、遥远星系和星系团（即，Sunyaev-Zel 'dovich效应）。在频带1的相同频率下ALMA和Jansky VLA（JVLA）的比较发现在40 - 50 GHz下类似的灵敏度性能，在较高频率下ALMA具有轻微的边缘（例如，在连续观测的2倍内）。然而，ALMA波段1的瞬时基线数量较多，因此，在类似频率下，ALMA波段1的数据将比JVLA的数据具有更高的保真度。
2012-10-18 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Science Case for ALMA Band 2 and Band 2+3
我们讨论了ALMA频段2的科学驱动因素，该频段的频率范围从67到90 GHz。在这个频率范围内的关键科学是研究冷的、致密的、静止的气体中的氘分子，以及研究CO和其他物种中星系的红移发射。然而，Band 2还具有一系列其他应用。还考虑了由单个接收机系统实现的科学，该系统将组合覆盖67至116 GHz频率范围的ALMA频带2和3，以及ALMA的IF带宽可能加倍至16 GHz。
2020-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Detection of extended millimeter emission in the host galaxy of 3C273 and its implications for QSO feedback via high dynamic range ALMA imaging
我们估计的负反馈能量注入到ISM的宿主星系3C273，一个典型的射电大声类星体。我们获得了93，233和343 GHz的连续图像与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。经过自校准和点源相减，图像动态范围分别为93 GHz的$\sim 85000$、233 GHz的$\sim 39000$和343 GHz的$\sim 2500$。这是目前使用ALMA获得的最高图像动态范围。我们探测到与宿主星系相关的空间扩展毫米辐射，与光学中观察到的扩展发射线区域（EELR）共空间。毫米光谱能量分布和厘米数据的比较表明，扩展的发射不能用尘埃热发射，同步辐射或热韧致辐射产生的大质量恒星形成。我们解释为热韧致辐射从气体直接电离的中心源的扩展毫米辐射。扩展的通量表明，至少$\sim 7\%$的辐射热通量的核源被用来在宿主星系的氢原子。电离气体的质量估计为$10^{10}$到$10^{11}\ \mathrm{M_\odot}$，但相对于恒星质量的分子气体分数与其他椭圆星系一致，这表明类星体的直接电离ISM可能不足以抑制恒星的形成，或者我们正在见证一个很短的时间尺度之前，负反馈变得可观察。EELRs射电对应体的发现为研究类星体与寄主ISM的相互作用提供了新的途径。
2022-03-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
Detection of pulses from the Vela pulsar at millimeter wavelengths with phased ALMA
我们报告的第一次检测脉冲射电发射的射电脉冲星与ALMA望远镜。探测是在波段-3频率范围（85-101千兆赫）使用ALMA在相控阵模式开发的VLBI观测。已经实施了一个软件管道，以便在未来实现定期的脉冲星观测模式。我们描述了流水线，并证明了ALMA执行脉冲星定时和搜索的能力。我们还测量了船帆座脉冲星（PSR J 0835 $-$ 4510）在毫米波长的通量密度和偏振特性，提供了第一个偏振研究的任何普通脉冲星在32 GHz以上的频率。最后，我们讨论了从船帆座观测中吸取的教训，为未来的脉冲星研究与ALMA，特别是在银河系中心的超大质量黑洞附近的搜索，和潜在的使用ALMA的偏振校准的脉冲星。
2020-03-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
A Wideband Millimeter-wave Receiver at 210-350 GHz for LMT-FINER
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The University of Electro-Communications（电气通信大学）；Nagoya University（名古屋大学）；Kitami Institute of Technology（北见工业大学）；Suwa University of Science（诹访科学大学）；National Institute of Information and Communications Technology（信息通信研究机构）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）
本文报道了FINER项目中210-350 GHz接收机的初步实验室表征，采用高临界电流密度SIS混频器技术，实现了约100 K的噪声温度和20 dB的镜像抑制比。
2026-07-16 astro-ph.IM
Development Status of Wideband Millimeter-Wave Receivers for LMT-FINER
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；University of Electro-Communications（电气通信大学）；Nagoya University（名古屋大学）；Kitami Institute of Technology（北见工业大学）
研究通过宽频双极化边带分离混频接收机探索星系形成机制，提升毫米波观测能力。
2024-06-12 astro-ph.IM
Wide Bandwidth Considerations for ALMA Band 2
ALMA发展路线图中对2030年以后未来运营的主要考虑之一是将其空中瞬时带宽能力至少增加一倍。由于过去二十年的技术创新，我们现在可以生产比原始ALMA规范时所预见的更宽带宽的接收机。在某些情况下，当时技术所设定的频带边缘也不再相关。在本备忘录中，我们将探讨在实施此类宽带技术时从频段2开始的科学优势。波段2接收机系统将是ALMA原始波段的最后一个，完成ALMA对35-950 GHz大气窗口的覆盖，并且尚未被任何其他ALMA接收机覆盖。新的接收机设计覆盖并显著扩展了原始ALMA频段2频率范围（67-90 GHz），现在可以实现这些技术。我们探索的接收机覆盖整个67-116 GHz的大气窗口的科学和业务优势。除了技术目标外，ALMA发展路线图还为ALMA提供了3个新的关键科学驱动因素，以探索：1）银河系的起源，2）化学复杂性的起源，以及3）行星的起源。在本备忘录中，我们描述了宽RF Band 2系统如何帮助实现这些目标，使几个备受瞩目的科学计划能够独特地或比单独的系统更有效地执行，需要更短的阵列时间并实现更一致的校准精度：连续的宽带光谱测量、氘线比率的测量，以及更一般的分馏研究，改进的连续谱测量（对于可靠的线通量测量也是必要的）、瞬态现象的同时宽带观测以及改进3 mm甚长基线干涉测量（VLBI）的带宽。
2019-05-22 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
VAPOLA -- A multi-year, multi-band polarization survey of AGN and Sgr A* at mm wavelengths with ALMA I. Survey Overview and Science-Ready Archival Products
Università degli Studi di Cagliari（卡利亚里大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；University of Balearic Islands（巴利阿里群岛大学）；Institute of the Balearic Islands (IAIB)（巴利阿里群岛研究所）；Health Research Institute of the Balearic Islands (IdISBa)（巴利阿里群岛健康研究所）；Universidade São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciéencias Atmosféricas（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）；INAF-Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文学研究所）；INAF–Italian Centre for Astronomical Archive（意大利天体物理研究所意大利天文档案中心）
介绍VAPOLA，首个关于AGN和Sgr A*的ALMA观测高级数据产品库。基于自动管道处理数据，通过用户友好网站提供即用数据，方便非专家用户分析，推动多领域研究，还提供相关参数和元数据。
2026-07-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
Stochastic modeling of the time variability of ALMA calibrators
描述阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）中用于校准的河外源的可变性是评估科学观测通量尺度不确定性的关键。为此，我们的39个类星体已被ALMA使用连续时间随机过程作为二次通量校准模型的变化。这种形式主义是特别适合于多频，准周期采样的特点ALMA的校准监测。我们发现，简单的混合物的Ornstein-Uhlenbeck过程可以很好地描述这些源的频带3和7（91.5和103.5，和343.5 GHz，分别）的流量和光谱指数的变化。校准品的光谱形状以负光谱指数为特征，主要在$-0.35$和$-0.80$之间，并具有额外的反射率。该模型提供了预测，插值，和不确定性估计观测通量取决于源的内在变异性。这对ALMA数据校准器调查和数据质量保证具有实际用途。
2019-08-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
