資料來源 : http://sa.ylib.com/MagCont.aspx?Unit=easylearn&id=2059
天文研究新利器──ALMA
宇宙中的物質所發出的電磁波中，毫米波及次毫米波很容易被大氣中的水氣吸收以致於較難在地表進行觀測，科學家為了追尋其中所含的宇宙奧秘，在智利的沙漠高原上興建「亞他加馬大型毫米及次毫米波陣列」，肩負這項艱鉅的觀測任務。
撰文／李名揚
審稿／蘇裕農（中央研究院天文所計畫技術人員）
夜間仰望星空，可看到藍白色、黃色、紅色等不同顏色的恆星，這是因為其溫度不同，絕對溫度1萬度以上的是藍白色，像太陽一樣6000度的是黃色，而低溫只有3000度的則是紅色。那麼更低溫、例如只有絕對溫度10度或100度的塵埃或氣體呢？這些物質會發出毫米波或次毫米波輻射，必須用專門的電波望遠鏡才能觀測。
進行光學觀測的兩個必要條件是不能有雲、大氣要穩定，但進行毫米波或次毫米波的觀測時，最重要的限制因素則是水氣。水氣會吸收毫米波和次毫米波，所以這種電波望遠鏡必須蓋在海拔很高、水氣很少的地方。目前全世界最大的「亞他加馬大型毫米及次毫米波陣列」（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA），就是蓋在智利北部亞他加馬沙漠中海拔5000公尺的高原上。
ALMA分為主陣列及密集陣列兩部份，主陣列由50座口徑12公尺的天線組成（電波望遠鏡也可稱為天線），由北美團隊（包括台灣）及歐洲團隊負責興建；密集陣列則由4座12公尺及12座7公尺的天線組成，由東亞團隊（也包括台灣）負責興建。
ALMA的主陣列由50座口徑12公尺的天線所組成，由北美及歐洲團隊負責興建，台灣也參與其中，預計2013年完工。（影像來源：http://www.almaobservatory.org，cALMA (ESO/NAOJ/NRAO)）
每個國家建造的天線外型不盡相同，而其中北美與東亞較為相像。（影像來源：蘇裕農）
參與ALMA計畫的中央研究院天文及天文物理研究所蘇裕農博士指出，之所以要將多座望遠鏡組合成陣列，是為了提高望遠鏡的解析力。解析力越強，可以分辨的張角越小，也就可以看到星體越細微的結構。望遠鏡能分辨的張角大小與波長成正比而與口徑成反比，毫米波的波長是可見光的1000倍以上，因此口徑也必須是可見光望遠鏡的1000倍以上，才能達到相同的解析力。目前的大型可見光望遠鏡口徑可到10公尺，電波望遠鏡的口徑必須達到10公里才能相比，這很難做到，替代的做法是建造很多座電波望遠鏡，分散在相當大面積的範圍內，如此一來這些電波望遠鏡就好像組成一個超大口徑的望遠鏡（只是其中很多部份被遮掉）。以ALMA而言，相距最遠的兩座望遠鏡之間的距離是15公里（稱為「基線」），就好像形成一座口徑15公里的超大望遠鏡，其最高解析力可達0.005角秒（1角秒為1/3600度）。所謂0.005角秒，大約是從400公里之外看一個一元銅板的張角。
除了解析力之外，望遠鏡的集光力也很重要。集光力與口徑的平方成正比，口徑若是10倍，集光力就是100倍，觀測時間就可縮短為1/100。這就是ALMA為什麼要建造那麼多座天線的原因，如此加起來的集光面積才夠大，是目前其他同波段望遠鏡的6倍以上。
而將ALMA分成兩個陣列，則是考慮到ALMA的主陣列雖有良好的集光力與角解析力，但也因為天線較大、基線較長，對於大尺度的結構力有未逮（陣列所能描繪的最大尺度結構決定於最短的基線長度），此時口徑較小、基線較短的密集陣列就能發揮功用，描繪星體大尺度的結構。
事實上， ALMA的陣列會有不同組態，從大到小都有，不會一年到頭都維持15公里長的基線。就像由27座口徑25公尺的天線構成一Y字型陣列、非常有名的極大陣列電波觀測站（VLA），分成A、B、C、D四種大小不等的組態，每隔四個月就換一種組態，讓天文學者可以針對不同目的進行觀測。ALMA由於天線數量相當多，難以在短時間內搬運眾多天線來一次更換天線組態，取而代之的方法是漸進式改變組態，即每次只搬動一兩座天線，如此也不會影響正常科學觀測的進行。
不過ALMA每座天線的搬動都是大工程。蘇裕農表示，ALMA的12公尺口徑天線重100公噸，天線運輸車的寬度幾乎跟天線的直徑一樣，有28個輪子。平常他們工作時，從海拔2900公尺的後勤補給基地開車到28公里外、海拔5000公尺的陣列運轉中心，大約40~50分鐘內可抵達；但運輸車卻要以很慢的速度開好幾個小時，從清晨走到午後，抵達後卸下及安裝天線又要好幾個小時，通常要到傍晚才能全部安置妥當。
ALMA預計2013年全部完工，到時人類的天文觀測能力將邁入一個新紀元，揭開更多宇宙的秘密。
歐洲團隊承製的天線運輸車十分龐大，寬度幾近ALMA天線的直徑12公尺，配備28個巨大輪子以載運重達100公噸的ALMA天線。（影像來源：http://www.almaobservatory.org，cALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Stanghellini (ESO)）
除了參與ALMA計畫，台灣的天文團隊還參與了另一個國際合作計畫：次毫米波陣列望遠鏡（SubMillimeter Array, SMA），這是由8座口徑6公尺的天線組成（其中2座由台灣建造），於2003年建於海拔4080公尺的夏威夷茂納開亞火山，也是觀測毫米波和次毫米波。建造者為美國的史密森尼天文物理觀測站（Smithsonian Astrophysical Observatory, SAO）與台灣的中央研究院天文及天文物理研究所。 SMA的解析力為0.15角秒，主要有三個觀測頻段，1.3毫米、0.8毫米及0.4毫米，其中波長最短的0.4毫米波段對天氣的要求最嚴格，即使是觀測條件極佳的夏威夷山頂，平均每年也只有5~10%的時間可以觀測。這也是為什麼更先進的ALMA必須蓋在更高、更乾燥的5000公尺沙漠的原因。 SMA的主要研究目標跟ALMA一樣，都是觀測會發出毫米波和次毫米波的低溫星際物質，可分析緊臨年輕或老年恆星的低溫雲氣、形成恆星或行星的吸積盤，以及外星系中的恆星劇增區。值得一提的是，中研院天文所的研究團隊可在台北遠端遙控SMA執行觀測任務。 |
延伸閱讀
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Atacama Large Millimeter-submillimeter Array, ALMA
Atacama Large Millimeter-submillimeter Array, ALMA - Taiwan
〈以ALMA揭開宇宙的秘密〉，李名揚撰文，科學EasyLearn網路版
〈未來的巨無霸望遠鏡〉，吉爾莫基（Roberto Gilmozzi）撰文，《科學人》2006年6月號
資料來源 : http://www.asiaa.sinica.edu.tw/project/alma_c.php
阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列計畫(ALMA)
阿塔卡瑪大型毫米波及次毫米波陣列（ALMA）是目前最大的地面望遠鏡興建計畫，由66座望遠鏡組成一個毫米波及次毫米波段的干涉儀，可視為次毫米波陣列的擴大版，這座位處智利阿塔卡瑪沙漠的望遠鏡，於2013年3月正式舉行開幕儀式。這不僅代表一巨型望遠鏡陣列的主要系統已全部完工，也宣告「ALMA」國際合作計畫之成功。由於集光面積大，加上位於高而乾燥區域的特性，將使得ALMA能進行靈敏的觀測，可望對冷宇宙研究產生革命性影響。此儀器將是研究早期宇宙遺留輻射、恆星形成與演化、行星系統、星系、甚至生命起源的利器。
本計畫的三個主要合作夥伴為北美、歐洲及東亞。臺灣分別受到ALMA日本計畫（ALMA-J）與ALMA北美計畫（ALMA-NA）的邀請而參與本計畫。2005年本所加入ALMA-J，2008年臺灣加入ALMA-NA，本所擔任臺灣的執行機構。本所與中山科學研究院航空研究所於台中合作建立「東亞接收機前段整合測試中心」（EA FEIC）。這個測試中心負責組裝及測試前段次系統，不但成功提前完成原本負責之所有東亞前段次系統(17 套)，更協助北美與及歐洲團隊另外完成 9 套前段次系統的交付。
ALMA 在 2011 年 9 月 30 日正式開放學術使用，利用已經通過運轉測試的天線進行先期科學觀測。到目前為止，ALMA 已兩次公開向全球天文研究學者徵求觀測計畫書，分別稱為 Cycle 0 與 Cycle 1。在總共徵得兩千餘份觀測計劃書中，只有三百餘份通過嚴格的審查。觀測計畫通過審核與否,主要是由審查委員會按送審計畫的科學價值加以評量。臺灣在此激烈的競爭下，總共通過了二十餘份計劃書，取得了亮眼的成績!
發稿時間：中華民國100年10月25日
位於智利北方，人類於地表所建造最強大的一座天文觀測儀器-「阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列」（The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA）於今年9月30日正式開放學術使用，並進入為期9個月的先期科學觀測階段。ALMA審查委員會從全球約900件申請案中，精挑細選112項觀測研究計畫，其中臺灣天文團隊成功爭取了8件，成績亮眼。
ALMA為目前全世界最大、最先進之天文觀測儀器，設置於智利北方5,000公尺高山上。近日ALMA開放其第一回合「先期科學觀測」，（ALMA Cycle 0 Early Science），全世界天文學家熱烈回應、爭相競逐使用這項最先進的天文觀測儀器。觀測計畫通過審核與否，是按送審計畫的科學價值，參考地區均衡多樣原則，還有與ALMA計畫主要科學目標相關程度的高低等因素，由審查委員會綜合取捨。
由本院天文所助研究員王為豪博士所領導，以ALMA來觀測早期宇宙的「伽瑪射線爆宿主星系」計畫，是通過觀測計畫審查的臺灣天文計畫之一。伽瑪射線爆發是宇宙中能量最強的爆炸事件。許多伽瑪射線爆被認為是因遙遠星系裡的大質量恆星死亡而發生的。然而，學界對於宿主星系的理解還很薄弱。
王為豪表示：「ALMA可偵測到從伽瑪射線爆宿主星系所發出極其微弱的次毫米波輻射。這幫助我們了解宿主星系在形成年輕大質量恆星的速度有多快，這是星系的基本特性之一。一旦我們更明瞭宿主星系的特性以及它和伽瑪射線爆間的關連，我們便能更有效利用伽瑪射線爆，進一步探測宇宙最遙遠、最早期的星系。」
本院天文所副研究員李景輝所主持的另一觀測計畫也同樣獲選，他表示：「利用ALMA 前所未有的角分辨率，我們團隊將為一顆位於獵戶座的年輕恆星所發出的噴流進行繪圖，以測量噴流的旋轉速度，並可首度確認噴流在恆星形成中是否具有移除多餘角動量的作用。ALMA 是目前最強大，可用來深入了解此類細節的最佳工具。」
中研院天文所特聘研究員兼所長賀曾樸對於天文所能獲選參與如此享譽國際之天文觀測甚感歡欣，他表示臺灣的成功取決於其對ALMA長期的支持與貢獻。他說：「能夠參與ALMA國際合作計畫，是臺灣電波天文發展計畫之顛峰；透過天文所、學界與業界廠商之科學家與工程師的努力，在全球科學發展的設備與進程上，臺灣已作出了重要的貢獻。」
本院天文所於2005 與2008 年分別與「ALMA—日本」團隊以及與「ALMA—北美」團隊的合作，代表臺灣參與此項計劃。「ALMA-臺灣」團隊的科學家，本院天文所助研究員呂聖元博士表示：「『ALMA—臺灣』團隊結合了本地工業界的力量，建置「東亞接收機前段整合測試中心」（East Asian Front End Integration Center；FEIC），負責檢測並且已經交付十五組接收機前段系統至智利。對電波望遠鏡而言，前段系統就像人類的視網膜，它讓望遠鏡真正『看』到天空。」而團隊中多位工程師與研究人員亦常駐或頻繁往返智利，參與各項軟硬體與科學運轉的測試與準備。
臺灣團隊(包含本院天文所、中山科學研究院、磁震科技公司和啟昌工業公司)還負責主導兩輛「前段維護特種車」（Front End Service Vehicle；FESV）的製造。FESV為可舉升六點五公尺並具環控功能的特種車，能執行高山觀測基地嚴苛環境下的天線陣列維護任務。臺製首輛FESV以國花「梅花」命名，已於今年8月抵達智利並成功通過5,000公尺高海拔服務檢測。「梅花」的適時加入，為陣列再添另一關鍵配備，它將增進陣列運作與維護之安全與效率，降低研究中斷之風險與陣列運轉之碳排量。第二輛由臺灣製造之FESV以臺灣國寶級鳥類「藍鵲」命名，己經於10月7日完成廠試，預計12月初經海運送抵智利。
關於ALMA
阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA）計畫由歐洲、北美、東亞以及共同參與的智利共同合作建置，2013年竣工時，整個陣列將有66座天線，主陣列散佈之範圍直徑高達16公里。ALMA
計畫是在毫米波和次毫米波段進行觀測，這兩種波段的波長較可見光長約1,000
倍。當陣列完成後，將可提供5毫角秒的解析度，約是哈柏太空望遠鏡的10倍，屆時就能利用高解析度觀測宇宙，與現行理論進行驗證，協助天文學家研究宇宙初始的面貌。
相關網站：
http://www.almaobservatory.org/
http://www.nrao.edu/pr/2011/fesv/index.shtml
