За последние несколько десятков лет получены многочисленные подтверждения того, что солнечная хромосфера является крайне динамичной и чрезвычайно структурированной средой. И если в настоящее время как общая, так и мелкомасштабная структура фотосферы, включающая такие явления, как грануляция, p-моды, мелкомасштабные сгущения магнитных полей, в значительной степени понятна, то порождаемые ею и продолжающиеся в хромосферу структуры, и протекающие в хромосфере явления остаются весьма далекими от детального понимания.

 Тонкая структура и динамика хромосферы (распространяющиеся звуковые, магнитозвуковые, ударные волны, спокойные и динамические волокна, неустойчивости, спикулы обоих типов, квазипериодические (быстрые) пульсации) полностью определяет общую картину хромосферы. Неустойчивость Рэлея-Тейлора, как показали Зайцев, Степанов и Мельников (2013), может играть ключевую роль в ускорении частиц и нагреве хромосферы. Предварительные оценки условий развития баллонной моды неустойчивости Рэлея-Тейлора в хромосфере выполнены в работе Zaitsev, Stepanov, Kaufmann (2014).

 Во время солнечных вспышек состояние хромосферы существенно изменяется из-за сильного энерговклада со стороны высыпающихся ускоренных частиц. В результате хромосфера нагревается и нагретая хромосферная плазма «испаряется» в корону. Зайцев, Степанов и Мельников (2013) предложили, что такой нагрев хромосферы может способствовать генерации суб-терагерцового излучения солнечных вспышек плазменным механизмом, обусловленным возбуждением плазменных волн в хромосфере и последующей их нелинейной трансформацией в электромагнитные. Для работы плазменного механизма излучения как раз и необходим прогрев хромосферы до корональных температур, что обеспечивает высокую степень ионизации, требуемую для ленгмюровских частот 200-400 ГГц, и уменьшает тормозное поглощение излучения при выходе из источника.

   Важную информацию о природе излучения из хромосферы и еѐ параметрах может дать тонкая структура ТГц-излучения солнечных вспышек, в частности, быстрые пульсации (Kaufmann et al. 2009; Zaitsev, Stepanov, Kaufmann, 2014). В настоящее время современные телескопы с апертурой порядка 1 метра (1.6m телескоп NST/BBSO, Goode and Cao, 2012, европейский телескоп 1.5m GREGOR, Schmidt et al. 2012, 1m телескоп SST) наблюдают Солнце с разрешением вплоть до дифракционного предела в оптике и ближнем ИК диапазоне. На получаемых хромосферных изображениях выделяются структуры с пространственными размерами, соответствующими разрешающей способности инструментов (0.2‖ для изображений в линии CaII 854.2 nm и до 0.1‖ в линии CaII K).

   В 2013 году был запущен спутник IRIS (De Pontieu et al. 2014), основной задачей которого является исследование энергетики и динамики хромосферы. Наблюдения IRIS в линиях MgII h и k подтвердили динамичную структуру хромосферы (например, De Pontieu et al. 2014, Hansteen et al. 2014), но также продемонстрировали, что интерпретация наблюдений очень сложна и требует сложных методов анализа и продвинутого моделирования.

 Измерение магнитного поля на уровне хромосферы является одной из фундаментальных задач исследования хромосферной плазмы, поскольку состояние плазмы и магнитного поля тесно взаимосвязаны, что следует из теоретических представлений, и подтверждено многочисленными наблюдениями. Магнитно-чувствительные хромосферные линии, такие как CaII 854.2nm и HeI 1083nm, могут быть использованы для получения информации о хромосферном магнитном поле, однако, как правило для них характерен очень слабый поляризационный сигнал, широкий диапазон высот формирования линии, кроме того, их интерпретация требует детального учета эффектов отклонения от локального термодинамического равновесия (например, de la Cruz Rodriguez et al. 2010).

  Таким образом, несмотря на многолетние исследования, хромосфера остается одним из самых загадочных и наименее изученных слоев атмосферы Солнца, что в первую очередь связано с трудностями хромосферных наблюдений и их интерпретации. В условиях хромосферы, в отличие от конвективной зоны и фотосферы, термодинамическое равновесие места не имеет; также перестают выполняться условия статистического и ионизационного равновесия, что многократно осложняет интерпретацию классических хромосферных наблюдений в хромосферных линиях CaII H и K, Halpha, CaII 854.2nm и MgII h и k. Классические методы хромосферной диагностики не позволяют однозначно восстановить физическую картину во всем объеме хромосферы. Излучение миллиметрового и субмиллиметрового диапазона, генерируемое на высотах от зоны температурного минимума до переходной области, несет в себе новые возможности исследования солнечной хромосферы.

   Нами (Loukitcheva et al. 2004, Лукичева 2005), для диагностики хромосферы, было предложено использовать наблюдения солнечного радиоизлучения в коротковолновой части радиодиапазона (миллиметровые волны). Преимущество радиодиапазона заключается в том, что интенсивность радиоизлучения линейно зависит от яркостной температуры, известны механизмы и источники непрозрачности, при этом для радиоизлучения в хромосфере практически всегда выполняются условия ЛТР. Таким образом, появляется новая, удобная и практически модельно-независимая возможность изучения солнечной хромосферы.

   До настоящего времени полноценно использовать наблюдения на мм-субмм волнах для исследования структурированной и динамической хромосферы представлялось затруднительным, в первую очередь по причине малочисленности самих инструментов и солнечных наблюдений, а также из-за невысокого пространственного разрешения инструментов данного диапазона. Так, наилучшее разрешение радиоинтерферометра Berkeley-Illinois-Maryland Array (BIMA) на длине волны 3.5 мм составляет около 10‖, а системы Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA) – около 4‖. Только с радиоинтерферометром нового поколения ALMA становится возможным полноценное использование миллиметровых наблюдений для изучения солнечной хромосферы.

 Впервые доказательства перспективности миллиметровых наблюдений для диагностики солнечной хромосферы были представлены в кандидатской диссертации М.А.Лукичевой (2005) с использованием классических (стационарных) и одномерных динамических моделей. Впоследствии эти результаты были всесторонне подтверждены и существенно расширены (например, White et al. 2006, Loukitcheva et al. 2006, Wedemeyer-Boehm et al. 2007, Loukitcheva et al. 2008, Loukitcheva et al. 2009). Анализ первых трехмерных динамических моделей с целью исследования выходящего миллиметрового излучения был выполнен в работе Wedemeyer-Boehm et al. (2007). Однако, в использованных трехмерных моделях был принят ряд упрощений, в частности, предположение об ЛТР и отсутствии магнитного поля. В результате, выводы, полученные в работе, авторами были заявлены как предварительные. Только сейчас, с появлением новой трехмерной динамической модели, основанной на коде Bifrost, в котором учтены все основные физические процессы солнечной хромосферы, стало возможным проводить количественное исследование выходящего излучения миллиметрового-субмиллиметрового диапазона.