El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) observará una gran variedad de fenómenos en el Sol:

• La estructura de la atmósfera solar en calma
• Agujeros de la corona (donde se originan vientos solares enormes a causa de campos magnéticos divergentes) 
• Regiones activas solares
• Filamentos activos e inactivos, y
• Fenómenos energéticos como erupciones de filamentos y fulguraciones.

Habrá un progreso significativo en las siguientes áreas científicas:

Fulguraciones:
Las fulguraciones solares suponen la emisión catastrófica de energía en la corona solar baja que calienta el plasma y acelera los iones y los electrones a energías relativistas en escalas de tiempo breves. ALMA sondeará las emisiones de los electrones más energéticos, arrojando luz sobre las preguntas de cuándo, dónde, y por qué mecanismo los electrones son acelerados rápidamente a altas energías.

Filamentos:
Las prominencias y filamentos solares son, como su nombre sugiere, grandes estructuras filamentosas compuestas de plasma denso y relativamente frío (~ 6.500K) suspendido en la corona solar, cuyo caliente gas se encuentra a 3 millones de grados. Los filamentos se encuentran a lo largo de líneas neutras magnéticas tanto en regiones activas como en calma del Sol. Algunas simplemente se apagan lentamente después de una vida de días a semanas; otras son expulsadas del Sol en erupciones espectaculares. Su nacimiento y muerte todavía es misteriosa en muchas formas. ALMA abarcará aquellas longitudes de onda en las cuales los filamentos se vuelven ópticamente finos. Su estructura y evolución será más accesible a ALMA que a cualquier otro instrumento.

Estructura de la atmósfera solar baja:
Uno de los grandes misterios del Sol es por qué tiene una corona solar. A la altura de la fotosfera (la superficie visible del Sol), la temperatura es de unos 5.880K (5.600 C). La temperatura luego disminuye con la altura a lo largo de varios cientos de kilómetros. Pero luego ocurre algo asombroso: a mayores alturas, la temperatura aumenta, gradualmente al principio, y luego de repente hasta ¡3 millones de grados! ALMA estudiará la región de "mínimo de temperatura" donde se manifiesta el problema. Al representar gráficamente esta región de la atmósfera solar en diversas longitudes de onda milimétricas y submilimétricas, ALMA ofrecerá un medio para caracterizar la estructura y evolución de la atmósfera solar baja y cómo se mantiene esa estructura. ALMA también podrá explotar la heliosismología para explorar los detalles de la estructura de la atmósfera solar baja puesto que las ondas hidromecánicas causan variaciones de brillo en la emisión milimétrica y submilimétrica.

Diagnóstico de nuevas líneas espectrales:
En longitudes de onda de ~ 1 mm, no hay líneas espectrales disponibles para propósitos de diagnóstico. La presión y el ensanchamiento Zeeman (debido a la presencia de campos magnéticos) son tan extremos como para hacerlas indetectables. En longitudes de onda submilimétricas, sin embargo, debería ser posible detectar líneas de recombinación en radio de alto número cuántico de hidrógeno y de ciertos iones. Éstas ofrecen la posibilidad de delimitar la temperatura, la densidad, la intensidad del campo magnético, y los movimientos de masa en la atmósfera solar baja, capas de la atmósfera que son inaccesibles por otros medios.

¿Por qué ALMA es mejor al hacer esto que otros observatorios existentes?

ALMA está diseñada para operar en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas, desde aproximadamente 350 micrómetros a 9,6 mm. En contraste, el VLA opera en longitudes de onda mucho más largas, desde 1,3 cm a 4 metros; y el HST y los telescopios ópticos terrestres como el VLT o el Subaru operan en longitudes de onda mucho más cortas (aproximadamente la mitad de un micrón). ALMA por lo tanto llena la brecha entre los telescopios ópticos/infrarrojos, y los radiotelescopios. La razón de que esto sea científicamente interesante es que la radiación en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas es causada por mecanismos físicos diferentes que aquellos producidos en longitudes de onda más largas y más cortas. Y se originan en regiones distintas de la atmósfera solar. Las observaciones milimétricas y submilimétricas por lo tanto nos dan un nuevo método para estudiar los procesos físicos en el Sol.