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。在工厂测试的ALMA原型天线设施。在日落时的Cerro ChasconALMA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，较现有的次毫米望远镜，如单镜的詹姆士·克拉克·马克斯威尔望远镜（JCMT，James Clerk Maxwell Telescope）或次毫米波阵列望远镜（SMA，Submillimeter Array）或位于德布赫高原的 Institut de Radio Astronomie Millimétrique （IRAM）皆拥有更高灵敏度和解析力。

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的距离从150米到16公里，这使ALMA缩放功能强大，观测目标更为多样化。

较多望远镜组成的阵列提供较高的灵敏度。

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 一年半后，2005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 。

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。

测试阶段观测图像

 

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

正式观测图像

ALMA 观测重力透镜现象下的SDP.81星系

tALMA观测金牛座 HL 原行星盘

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