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阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列本文重定向自 阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列

(重定向自亞加他馬大型毫米波/次毫米波陣列)

坐标23°01′9.42″S 67°45′11.44″W / 23.0192833°S 67.7531778°W / -23.0192833; -67.7531778

阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列
阿塔卡马大型毫米波天线阵LOGO.jpg
ALMA logo
基本资料
组织多国组织
位置拉诺德查南托天文台英语Llano_de_Chajnantor_Observatory
智利阿塔卡马沙漠
坐标23°01′9.42″S 67°45′11.44″W / 23.0192833°S 67.7531778°W / -23.0192833; -67.7531778
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座的碟形天线射电望远镜,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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阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列(英语:Atacama Large Millimeter/submillimeter Array,缩写为ALMA)位于智利北部阿塔卡马沙漠,是由射电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,阵列最终选择设在5,000米的查南托高原上,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米,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分辨率。

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,分辨率高达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、频谱分辨率和成像品质,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。 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。 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”。

概观

ALMA最早连结在一起作为干涉仪的两架天线。
ALMA最早连结在一起作为干涉仪的三架天线。
接受测试中的三架ALMA原型天线。
在日落时的Cerro Chascon
ALMA的关联器

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(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(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,日本的阿塔卡马密集阵列(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。

历史

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划建造大型天文台,观测毫米波:美国有“MMA阵列计划”,欧洲人想在南半球盖一个叫做“LSA”的南天阵列,日本人的计划是“LMSA次毫米波阵列计划”。ALMA跨出的第一步是在1997年,美国国家电波天文台(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“阿塔卡马大型毫米波阵列”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。到了2004年9月14日,日本也决定加入。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马密集阵列(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 (天文学者)日语森田耕一郎 (天文学者)

科学成果

最初的测试图像

2011年夏季,ALMA展开前期科学观测 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。

正式测试图像

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

台湾参与 ALMA 计划

2005年9月,(现中国台湾省)中央研究院与日本国立自然科学研究机构(NINS)协议,以ALMA-Japan计划的一员加入ALMA团队。而在2008年10月,(现中国台湾省)科技部(当时为国家科学委员会)与美国国家科学基金会(NSF)达成(现中国台湾省)与北美 ALMA 团队的合作协议。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,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“观测计划竞投”使用ALMA的管道。

ALMA是东亚(日本、(现中国台湾省))、欧洲、北美和智利共和国形成之国际合作计划所共同建造、运营及管理。建造成本约为美金14亿 ,主要出资者为美国、欧洲各国及日本,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马密集阵列(ACA)。

外部链接


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