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''' 次毫米波阵列望远镜 ''' （Sub-Millimeter Array，简称SMA），即亚米波阵列望远镜，是世界上首个亚毫米波段成像的 [[ 射电望远镜 ]] ，位于美国 [[ 夏威夷 ]][[ 毛纳基山天文台 ]] ，由美国 [[ 夏威夷大岛 ]] 上的史密松天文台与中国 [[ 台湾 ]] 的中央研究院天文所合作兴建。SMA于1991年开始动工，2003年底正式启用。整个计划耗资约5000万 [[ 美元 ]] ，运行费用估计约每年500万美元。

SMA坐落在夏威夷的毛纳基山上，于1991年开始动工， 2003年底正式启用。建造亚毫米波 [[ 综合孔径望远镜 ]] 难度极大。不仅天线表面的加工精度要求极高，而且连接天线的 [[ 馈线 ]] 长度也不能有细微的变化。SMA由8面口径6米的天线组成，最长基线为500米。它的天线表面精度已达15微米~20微米，但仍对观测有不良影响，导致实际可用的天线面积减少。波长越短，影响越大。在0.43毫米波长上实际可用的天线面积仅有50%。  

次毫米波是指波长略小于毫米的 [[ 电磁波 ]] 。比起大家较熟悉的无线电波段和 [[ 光学 ]] 波段，次毫米波段无疑称得上是 [[ 天文学 ]] 中相对发展较晚的领域。次毫米波段介于红外线与微波之间， [[ 频率 ]] 为300～900 [[ 吉赫 ]] ，波长则介于1～0.3毫米，是研究恒星形成的最佳频段。

次毫米波的观测是从80年代初开始的。因为次毫米波的频率比毫米波的频率更高，所以 [[ 技术 ]] 上更困难。另一方面． [[ 大气 ]] 中的 [[ 水汽 ]] 对 [[ 亚毫米波 ]] 吸收比 [[ 毫米波 ]] 更强，所以亚毫米波望远镜要放在海拔4000公尺以上， [[ 气候 ]] 干燥且 [[ 气流 ]] 稳定的高地上，以便将大气对天文信号的吸收降到最低限度。

SMA将由6面天线组成，每面天线的 [[ 直径 ]] 为6米。天线表面的精度极高，离理想抛物面的平均误差只有12微米。制造如此高精度的天线表面几乎是不可能的，因为一般物质的 [[ 热胀冷缩 ]] 及天线的自身重力所引起的变形比12微米要大得多。解决这个问题的办法是选用热膨胀系数较小、密度小、硬度高的物质（如 [[ 碳纤维 ]] ），同时设计一种支撑结构，使得天线表面在变形时始终保持标准的抛物面，只是抛物面的参数有微小的变化（如 [[ 焦距 ]] ）。自然，高精度的天线造价昂贵，SMA的天线本身占总预算的四分之一（约1200万美元）。

中国台湾参加SMA后，计划增加两面天线。看起来似乎用处不大，但干涉仪观测是用每两面天线组成一条基线6面天线可以组成15条不同的基线；8面天线可组成28条基线。干涉仪观测的效率与基线个数成正比，所以8面天线的观测 [[ 速度 ]] 比6面天线的速度快了将近一倍。

接收机：SMA每面天线备有各自的接收机设备，每面天线有8个接收机同时运行。这些接收机覆盖0.3~1.5毫米的全部频率（180~900吉赫），在任一时刻可以同时使用其中的两个接收机（不同波长或不同偏振的信号）。这样的设计主要是便于快速更换观测频率。天气不好时，可以换到长波段工作， [[ 天气 ]] 变好时可马上换到短波去工作。接收机中最关键的设备是 [[ 混频器 ]] （mixer），由 [[ 超导体 ]] 做成，必须在极低的温度下（约4K或零下269度）才能工作。所有8个接收机的混频器都放在一个密封后抽真空的 [[ 容器 ]] 中，再用 [[ 液氦 ]][[ 压缩机 ]] 冷却到3K。整个接收机设备是预算中第二大的项目，约900万 [[ 美元 ]] 。

后端设备：从每个天线接收到的信号通过接收机后要与其他天线的信号相关处理，才能产生天体的 [[ 图象 ]] 。由于天线之间有一定的距离．所以先要用 [[ 光学纤维 ]] 将每个天线的信号聚集到处理中心。信呼的相关是由专门生产的大型 [[ 集成电路 ]] 完成。混合后的信号用数字形式写到计算机磁盘上，这就是 [[ 天文学家 ]] 所要的原始数据。世界各地的天文学家通过高速计算机网络将这些原始数据调出，再用专门的软件包处理这些数据，形成天文图象。SMA每日的数据量可达2G字节。 [[Category:320 天文學總論]]