阿塔卡马大型毫米波

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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”。

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概观

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。

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