阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列
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| 阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列 | |
|---|---|
ALMA logo | |
| 基本资料 | |
| 组织 | 多国组织 |
| 位置 | 拉诺德查南托天文台 智利阿塔卡玛沙漠 |
| 坐标 | 23°01′9.42″S 67°45′11.44″W |
| 高度 | 5,058.7米（16,597英尺） |
| 望远镜型式 | 54座口径12米，12座口径7米，共66座的碟形天线电波望远镜，均以光纤缆线连结 |
| Official ALMA site Official NRAO ALMA site Official ESO ALMA site Official NAOJ ALMA site | |
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阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列（英语：Atacama Large Millimeter/submillimeter Array，缩写为ALMA）位于智利北部阿塔卡玛沙漠，是由电波望远镜构成的天文干涉仪。因为具备“高海拔”和“空气干燥”两绝佳条件，这对毫米和次毫米波长的观测至关重要[1]，阵列最终选择设在5,000公尺的查南托高原上，附近还有拉诺德查南托天文台 (Llano de Chajnantor Observatory) 和阿塔卡马探路者实验。ALMA 望远镜阵列有 54 座口径宽 12 米的天线以及 12 座口径 7 米的天线，总共 是66 座天线一起协同工作。每个天线个别收集来自太空的辐射，并将讯号聚焦在天线上的接收机上。然后，所有天线取得信号经由专用的“超级计算机”－－相关器 (correlator)处理，最后汇总在一起。66 座 ALMA 天线可用不同的配置法排成阵列，天线间的距离变化多样 ，最短可以是 150公尺，最长可以到 16 公里。若与过去的望远镜系统做比较，在毫米及次毫米波段上，ALMA能看到更暗的天体，同时能得到更高的影像解析度[2]。
名为毫米及次毫米波阵列的ALMA望远镜在毫米波和次毫米波的波长上进行观测，观测波段为0.3mm到9mm，解析度高达4毫角秒，成像比哈伯太空望远镜锐利十倍。由于站台位址条件极佳，再加上ALMA前所未有的探测灵敏度、角分辨率、频谱解析度和成像品质，使得天文学家可以在更广泛的天文学领域里进行新的研究，可望探测最早的恒星和星系起源、甚至直接捕捉行星形成时的影像[3]。 ALMA从2011年的下半年开始科学观测，在2011年10月3日向新闻界释出第一张图像，全面运作始于2013年3月[4][5]。 根据ALMA官方于2016年3月31日发布最新成果，高达1AU解析力的长蛇座TW星照片，精细度号称为望远镜观测原行星盘之“史上最佳代表作”[6][7]。
由66架高精度的天线组成，观测波段在0.3至9.6mm的波长的ALMA阵列，灵敏度和解析力均较现有次毫米望远镜更高（如单镜的詹姆士·克拉克·马克斯威尔望远镜 （页面存档备份，存于互联网档案馆）（JCMT，James Clerk Maxwell Telescope）、次毫米波阵列望远镜（SMA，Submillimeter Array）、位于德布赫高原的Institut de Radio Astronomie Millimétrique （页面存档备份，存于互联网档案馆）（IRAM）等）。
它的概念类似于美国新墨西哥州甚大天线阵列（VLA）的站台，天线可以在沙漠高原上移动，移动距离范围从150米到16公里，这使ALMA的缩放功能强大，观测目标更为多样化。阵列是由较多望远镜组成时，所提供的灵敏度也较高。
望远镜阵列由三种不同型的天线组成：美国规格的有25座，欧洲制造的也有25座，日本的阿塔卡玛密集阵列（ACA，Atacama Compact Array）有16座，其中又分“4大、12小”（大的口径是12米，小的是7米）。ACA阵列既加强ALMA取得的天文影像品质，也扩大ALMA的成像视场。
ALMA的概念源自于后来合而为一的三个天文专案 －美国的“微米阵列”（MMA，Millimeter Array）、欧洲的“大南方阵列”（LSA，Large Southern Array）和日本的“大毫米波阵列”（LMA，Large Millimeter Array）。为了深入探索宇宙，1990年代前后，本来三组天文学家都在计画建造大型天文台，观测毫米波：美国有“MMA阵列计画”，欧洲人想在南半球盖一个叫做“LSA”的南天阵列，日本人的计画是“LMSA次毫米波阵列计画”。ALMA跨出的第一步是在1997年，美国国家电波天文台 （页面存档备份，存于互联网档案馆）（NRAO，National Radio Astronomy Observatory ）和欧洲南方天文台（ESO）同意合并MMA和LSA为一，合并的阵列要兼具MMA的频率范围和LSA的灵敏度。ESO和NRAO并加入加拿大和西班牙的两个天文台（后者在后来成为ESO成员），一起在技术、科学、和管理上定义组织一联合专案。
经决议协定，1999年3月，新阵列名称定为“阿塔卡玛大型毫米波阵列”或ALMA（Atacama Large Millimeter Array），“alma”在西班牙文的意思是“灵魂”，在阿拉伯文的意思是“知识渊博”或是“博学”。2003年2月25日，北美和欧洲双方签属了协议。2003年11月6日，ALMA举行了奠基仪式，而ALMA的标志也首度公诸于世[8]。到了2004年9月14日，日本也决定加入[9]。日本国立天文台（NAOJ，National Astronomical Observatory of Japan ）提案，将负责设计建造阿塔卡玛密集阵列（ACA）。该阵列后来命名为森田阵列（Morita Array），以纪念对ALMA望远镜阵列贡献良多的日本电波天文学家森田耕一郎[10]。
2011年夏季，ALMA展开前期科学观测 [11]首批公布图像证实极大潜力。首批观测目标之一是一对因为正在碰撞而明显呈现扭曲的星系，称为触须星系。虽然ALMA没有观察到整个星系合并，但该图像是触须星系在次毫米波段的最清晰图像，它显示从密集的冷气体云形成新的恒星，那是可见光波段不能看到的图像。
ALMA可探测最早的恒星和星系起源、直接捕捉行星形成时的影像
2005年9月，中华民国中央研究院与日本国立自然科学研究机构（NINS）协议，以ALMA-Japan计画的一员加入ALMA团队[12]。而在2008年10月，中华民国科技部[13]（当时为国家科学委员会）与美国国家科学基金会（NSF）达成中华民国与北美 ALMA 团队的合作协议[14]。中央研究院天文及天文物理研究所藉主导ALMA第一频段接收机的研发、测试、制造，在ALMA国际团队中扮演重要角色[15]，用“实物制作换得观测时间”的模式，建立了台湾天文学界可透过“观测计画竞投”使用ALMA的管道。
ALMA是东亚（日本、中华民国）、欧洲、北美和智利共和国形成之国际合作计画所共同建造、运营及管理。建造成本约为美金14亿[16] ，主要出资者为美国、欧洲各国及日本[17]，是目前造价最高昂的地面望远镜。北美和欧洲团队负责兴建的是12米基线阵列，日本负责的是阿塔卡玛密集阵列（ACA）。
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