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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 实验望远镜|阿塔卡马探路者]] 实验。ALMA 望远镜阵列 有 54 有54 座口径 宽 12 宽12 米的天线以 及 12 及12 座口 径 7 径7 米的天线，总共 是66 座天线一起协同工作<ref>[https://www.sohu.com/a/307193929_493897 首张黑洞照片现身，请先感谢那些低调的天文“摄影师”！] ，搜狐，2019-04-11</ref>。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 是150 米，最长可以 到 16 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 [[哈勃空间望远镜| 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<ref>[http://news.sina.com.cn/o/2018-12-24/doc-ihqhqcir9799063.shtml 天文观测证实原行星盘中存在旋涡结构]，新浪网，2018-12-24</ref>之“史上最佳代表作”。

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。