阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列

阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（英语：Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, 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。

简介阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（英语：Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, 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”。1

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James Clerk Maxwell Telescope）、次毫米波阵列望远镜（SMA，Submillimeter Array）、位于德布赫高原的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。

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，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。1

科学成果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。1

干涉 (物理学)干涉（interference）在物理学中，指的是两列或两列以上的波在空间中重叠时发生叠加，从而形成新波形的现象。

例如采用分束器将一束单色光束分成两束后，再让它们在空间中的某个区域内重叠，将会发现在重叠区域内的光强并不是均匀分布的：其明暗程度随其在空间中位置的不同而变化，最亮的地方超过了原先两束光的光强之和，而最暗的地方光强有可能为零，这种光强的重新分布被称作“干涉条纹”。在历史上，干涉现象及其相关实验是证明光的波动性的重要依据，但光的这种干涉性质直到十九世纪初才逐渐被人们发现，主要原因是相干光源的不易获得。

为了获得可以观测到可见光干涉的相干光源，人们发明制造了各种产生相干光的光学器件以及干涉仪，这些干涉仪在当时都具有非常高的测量精度：阿尔伯特·迈克耳孙就借助迈克耳孙干涉仪完成了著名的迈克耳孙－莫雷实验，得到了以太风观测的零结果。迈克耳孙也利用此干涉仪测得标准米尺的精确长度，并因此获得了1907年的诺贝尔物理学奖。而在二十世纪六十年代之后，激光这一高强度相干光源的发明使光学干涉测量技术得到了前所未有的广泛应用，在各种精密测量中都能见到激光干涉仪的身影。现在人们知道，两束电磁波的干涉是彼此振动的电场强度矢量叠加的结果，而由于光的波粒二象性，光的干涉也是光子自身的几率幅叠加的结果。2

参见衍射

摩尔纹

干涉仪列表

干涉测量术

本词条内容贡献者为:

刘军 - 副研究员 - 中国科学院工程热物理研究所