[科普中國(guó)]-阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列

阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列（英語(yǔ)：Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA）位于智利北部阿塔卡馬沙漠，是由射電望遠(yuǎn)鏡構(gòu)成的天文干涉儀。因?yàn)榫邆洹案吆０巍焙汀翱諝飧稍铩眱山^佳條件，這對(duì)毫米和次毫米波長(zhǎng)的觀測(cè)至關(guān)重要，陣列最終選擇設(shè)在5,000米的查南托高原上，附近還有拉諾德查南托天文臺(tái) (Llano de Chajnantor Observatory) 和阿塔卡馬探路者實(shí)驗(yàn)。ALMA 望遠(yuǎn)鏡陣列有 54 座口徑寬 12 米的天線以及 12 座口徑 7 米的天線，總共 是66 座天線一起協(xié)同工作。每個(gè)天線個(gè)別收集來自太空的輻射，并將訊號(hào)聚焦在天線上的接收機(jī)上。然后，所有天線取得信號(hào)經(jīng)由專用的“超級(jí)計(jì)算機(jī)”－－相關(guān)器 (correlator)處理，最后匯總在一起。66 座 ALMA 天線可用不同的配置法排成陣列，天線間的距離變化多樣 ，最短可以是 150 米，最長(zhǎng)可以到 16 公里。若與過去的望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)做比較，在毫米及次毫米波段上，ALMA能看到更暗的天體，同時(shí)能得到更高的影像分辨率。

簡(jiǎn)介阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列（英語(yǔ)：Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA）位于智利北部阿塔卡馬沙漠，是由射電望遠(yuǎn)鏡構(gòu)成的天文干涉儀。因?yàn)榫邆洹案吆０巍焙汀翱諝飧稍铩眱山^佳條件，這對(duì)毫米和次毫米波長(zhǎng)的觀測(cè)至關(guān)重要，陣列最終選擇設(shè)在5,000米的查南托高原上，附近還有拉諾德查南托天文臺(tái) (Llano de Chajnantor Observatory) 和阿塔卡馬探路者實(shí)驗(yàn)。ALMA 望遠(yuǎn)鏡陣列有 54 座口徑寬 12 米的天線以及 12 座口徑 7 米的天線，總共 是66 座天線一起協(xié)同工作。每個(gè)天線個(gè)別收集來自太空的輻射，并將訊號(hào)聚焦在天線上的接收機(jī)上。然后，所有天線取得信號(hào)經(jīng)由專用的“超級(jí)計(jì)算機(jī)”－－相關(guān)器 (correlator)處理，最后匯總在一起。66 座 ALMA 天線可用不同的配置法排成陣列，天線間的距離變化多樣 ，最短可以是 150 米，最長(zhǎng)可以到 16 公里。若與過去的望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)做比較，在毫米及次毫米波段上，ALMA能看到更暗的天體，同時(shí)能得到更高的影像分辨率。

名為毫米及次毫米波陣列的ALMA望遠(yuǎn)鏡在毫米波和次毫米波的波長(zhǎng)上進(jìn)行觀測(cè)，觀測(cè)波段為0.3mm到9mm，分辨率高達(dá)4毫角秒，成像比哈伯太空望遠(yuǎn)鏡銳利十倍。由于站臺(tái)位址條件極佳，再加上ALMA前所未有的探測(cè)靈敏度、角分辨率、頻譜分辨率和成像品質(zhì)，使得天文學(xué)家可以在更廣泛的天文學(xué)領(lǐng)域里進(jìn)行新的研究，可望探測(cè)最早的恒星和星系起源、甚至直接捕捉行星形成時(shí)的影像。 ALMA從2011年的下半年開始科學(xué)觀測(cè)，在2011年10月3日向新聞界釋出第一張圖像，全面運(yùn)作始于2013年3月。 根據(jù)ALMA官方于2016年3月31日發(fā)布最新成果，高達(dá)1AU解析力的長(zhǎng)蛇座TW星照片，精細(xì)度號(hào)稱為望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)原行星盤之“史上最佳代表作”。1

概觀由66架高精度的天線組成，觀測(cè)波段在0.3至9.6mm的波長(zhǎng)的ALMA陣列，靈敏度和解析力均較現(xiàn)有次毫米望遠(yuǎn)鏡更高（如單鏡的James Clerk Maxwell Telescope）、次毫米波陣列望遠(yuǎn)鏡（SMA，Submillimeter Array）、位于德布赫高原的IRAM等。

它的概念類似于美國(guó)新墨西哥州甚大天線陣列（VLA）的站臺(tái)，天線可以在沙漠高原上移動(dòng)，移動(dòng)距離范圍從150米到16公里，這使ALMA的縮放功能強(qiáng)大，觀測(cè)目標(biāo)更為多樣化。陣列是由較多望遠(yuǎn)鏡組成時(shí)，所提供的靈敏度也較高。

望遠(yuǎn)鏡陣列由三種不同型的天線組成：美國(guó)規(guī)格的有25座，歐洲制造的也有25座，日本的阿塔卡馬密集陣列（ACA，Atacama Compact Array）有16座，其中又分“4大、12小”（大的口徑是12米，小的是7米）。ACA陣列既加強(qiáng)ALMA取得的天文影像品質(zhì)，也擴(kuò)大ALMA的成像視場(chǎng)。

歷史ALMA的概念源自于后來合而為一的三個(gè)天文專案 －美國(guó)的“微米陣列”（MMA，Millimeter Array）、歐洲的“大南方陣列”（LSA，Large Southern Array）和日本的“大毫米波陣列”（LMA，Large Millimeter Array）。為了深入探索宇宙，1990年代前后，本來三組天文學(xué)家都在計(jì)劃建造大型天文臺(tái)，觀測(cè)毫米波：美國(guó)有“MMA陣列計(jì)劃”，歐洲人想在南半球蓋一個(gè)叫做“LSA”的南天陣列，日本人的計(jì)劃是“LMSA次毫米波陣列計(jì)劃”。ALMA跨出的第一步是在1997年，NRAO，National Radio Astronomy Observatory ）和歐洲南方天文臺(tái)（ESO）同意合并MMA和LSA為一，合并的陣列要兼具M(jìn)MA的頻率范圍和LSA的靈敏度。ESO和NRAO并加入加拿大和西班牙的兩個(gè)天文臺(tái)（后者在后來成為ESO成員），一起在技術(shù)、科學(xué)、和管理上定義組織一聯(lián)合專案。

經(jīng)決議協(xié)定，1999年3月，新陣列名稱定為“阿塔卡馬大型毫米波陣列”或ALMA（Atacama Large Millimeter Array），“alma”在西班牙文的意思是“靈魂”，在阿拉伯文的意思是“知識(shí)淵博”或是“博學(xué)”。2003年2月25日，北美和歐洲雙方簽屬了協(xié)議。2003年11月6日，ALMA舉行了奠基儀式，而ALMA的標(biāo)志也首度公諸于世一年半后，2005年9月14日，日本也決定加入。日本國(guó)立天文臺(tái)（NAOJ，National Astronomical Observatory of Japan ）提案，將負(fù)責(zé)設(shè)計(jì)建造阿塔卡馬密集陣列（ACA）。該陣列后來命名為森田陣列（Morita Array），以紀(jì)念對(duì)ALMA望遠(yuǎn)鏡陣列貢獻(xiàn)良多的日本電波天文學(xué)家森田耕一郎。1

科學(xué)成果2011年夏季，ALMA展開前期科學(xué)觀測(cè)首批公布圖像證實(shí)極大潛力。首批觀測(cè)目標(biāo)之一是一對(duì)因?yàn)檎谂鲎捕黠@呈現(xiàn)扭曲的星系，稱為觸須星系。雖然ALMA沒有觀察到整個(gè)星系合并，但該圖像是觸須星系在次毫米波段的最清晰圖像，它顯示從密集的冷氣體云形成新的恒星，那是可見光波段不能看到的圖像。1

干涉 (物理學(xué))干涉（interference）在物理學(xué)中，指的是兩列或兩列以上的波在空間中重疊時(shí)發(fā)生疊加，從而形成新波形的現(xiàn)象。

例如采用分束器將一束單色光束分成兩束后，再讓它們?cè)诳臻g中的某個(gè)區(qū)域內(nèi)重疊，將會(huì)發(fā)現(xiàn)在重疊區(qū)域內(nèi)的光強(qiáng)并不是均勻分布的：其明暗程度隨其在空間中位置的不同而變化，最亮的地方超過了原先兩束光的光強(qiáng)之和，而最暗的地方光強(qiáng)有可能為零，這種光強(qiáng)的重新分布被稱作“干涉條紋”。在歷史上，干涉現(xiàn)象及其相關(guān)實(shí)驗(yàn)是證明光的波動(dòng)性的重要依據(jù)，但光的這種干涉性質(zhì)直到十九世紀(jì)初才逐漸被人們發(fā)現(xiàn)，主要原因是相干光源的不易獲得。

為了獲得可以觀測(cè)到可見光干涉的相干光源，人們發(fā)明制造了各種產(chǎn)生相干光的光學(xué)器件以及干涉儀，這些干涉儀在當(dāng)時(shí)都具有非常高的測(cè)量精度：阿爾伯特·邁克耳孫就借助邁克耳孫干涉儀完成了著名的邁克耳孫－莫雷實(shí)驗(yàn)，得到了以太風(fēng)觀測(cè)的零結(jié)果。邁克耳孫也利用此干涉儀測(cè)得標(biāo)準(zhǔn)米尺的精確長(zhǎng)度，并因此獲得了1907年的諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。而在二十世紀(jì)六十年代之后，激光這一高強(qiáng)度相干光源的發(fā)明使光學(xué)干涉測(cè)量技術(shù)得到了前所未有的廣泛應(yīng)用，在各種精密測(cè)量中都能見到激光干涉儀的身影?，F(xiàn)在人們知道，兩束電磁波的干涉是彼此振動(dòng)的電場(chǎng)強(qiáng)度矢量疊加的結(jié)果，而由于光的波粒二象性，光的干涉也是光子自身的幾率幅疊加的結(jié)果。2

參見衍射

摩爾紋

干涉儀列表

干涉測(cè)量術(shù)

本詞條內(nèi)容貢獻(xiàn)者為:

劉軍 - 副研究員 - 中國(guó)科學(xué)院工程熱物理研究所