ALMA, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array

Qué es ALMA.
El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) es una asociación internacional formada por el Observatorio Europeo Austral (ESO), la Fundación Nacional de Ciencia de EE.UU. (NSF) y los Institutos Nacionales de Ciencias Naturales de Japón (NINS), junto con NRC (Canadá), NSC y ASIAA (Taiwán), y KASI (República de Corea), en cooperación con la República de Chile. ALMA, el mayor proyecto astronómico que existe, es un solo telescopio de diseño revolucionario, compuesto por 66 antenas de alta precisión ubicadas en el llano de Chajnantor, a 5000 metros de altitud en el norte de Chile.

Órganos Colaboradores.
La construcción y operaciones de ALMA son conducidas por ESO en nombre de sus estados miembros asociados; por el Observatorio Radioastronómico Nacional (NRAO), gestionado por Associated Universities, Inc. (AUI) en representación de Norteamérica; y por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ) en nombre de Asia del Este. El Joint ALMA Observatory (JAO) tiene a su cargo la dirección general y la gestión de la construcción, así como la puesta en marcha y las operaciones de ALMA.

El Conjunto Compacto de Atacama.
El Conjunto Compacto de Atacama (ACA, en su sigla en inglés) es un subsistema del telescopio ALMA que permite obtener imágenes de alta resolución principalmente de fuentes astronómicas extensas. El ACA consta de 16 antenas (cuatro de 12 metros de diámetro y doce de 7 metros), la última de las cuales fue entregada por Japón en mayo de 2012. Crédito: ALMA(ESO/NAOJ/NRAO), R. Hills 


Orígenes.
El origen de ALMA se remonta al final del siglo pasado. Astrónomos europeos, norteamericanos y japoneses estudiaron la posibilidad de construir grandes conjuntos de radiotelescopios milimétricos/submilimétricos y discutieron los distintos observatorios posibles. Después de investigaciones minuciosas, se hizo evidente que los ambiciosos proyectos de todos estos estudios difícilmente podrían ser realizados por una sola comunidad.

Por consiguiente, la comunidad norteamericana, representada a través de la NSF (Fundación Nacional para la Ciencia) y la comunidad europea, representada a través de la ESO (Organización europea para la Investigación Astronómica en el Hemisferio Austral) firmaron un primer Memorándum en 1999, seguido en 2002 por un acuerdo para construir ALMA en un altiplano en Chile.

Posteriormente, Japón, a través del NAOJ (Observatorio Astronómico Nacional de Japón), trabajó con los otros socios para definir y formular su participación en el proyecto ALMA. Un acuerdo oficial trilateral entre la ESO, la NSF y los Institutos Nacionales para las Ciencias Naturales (NINS, Japón) referente a la construcción del Atacama Large Millimeter/submillimeter Array ampliado se firmó en septiembre de 2004. Este acuerdo fue enmendado en julio de 2006.

NAOJ proveerá cuatro antenas de 12 metros de diámetro y doce antenas de 7 metros de diámetro para el conjunto compacto (ACA por su sigla en inglés), el correlacionador del ACA y tres bandas de los receptores. Con la inclusión de los socios asiáticos, ALMA se ha convertido en una instalación astronómica verdaderamente global, implicando a científicos de cuatro continentes diferentes.

Ubicación.
El desierto de Atacama es considerado como uno de los lugares más secos en la Tierra. Cubriendo un área de 181.300 kilómetros cuadrados, el desierto de Atacama está cercado al este por la cadena principal de los Andes, mientras al oeste se extiende una cordillera secundaria de los Andes llamada Cordillera de Domeyko.

Extendiéndose desde algunos kilómetros al sur de la frontera Chile-Bolivia a aproximadamente 30° de latitud sur, se compone de cuencas de sal (salares), arena y flujos de lava, y tiene más de 20 millones de años de edad. La porción más seca de esta región está situada al sur del Río Loa y al oeste de la Cordillera Domeyko, cerca de San Pedro de Atacama y Toconao, pueblos ubicados a una distancia muy corta del Observatorio ALMA.

Grandes volcanes dominan el paisaje, incluyendo el Licancabur, Acamarachi, Aguas Calientes y el Láscar. Éste último es uno de los volcanes más activos en Chile. Todos ellos están situados a lo largo del lado oriental del Salar de Atacama, formando una línea de volcanes con tendencia norte-sur generalmente. La Corriente fría de Humboldt y el anticiclón del Pacífico son esenciales para mantener el clima seco del Desierto de Atacama. Algunos lugares en Atacama reciben una niebla marina conocida localmente como la Camanchaca, proporcionando bastante humedad para el desarrollo de una flora muy específica y poco común. Debido a su aspecto de otro mundo, Atacama se ha utilizado como lugar de rodaje para filmar escenas de Marte.

En 2003, un equipo de investigadores publicó un informe en la revista Science titulado "Suelos tipo Marte en el Desierto de Atacama, Chile, y el Límite Seco de la Vida Microbiana" en el cual duplicaron las pruebas utilizadas por las sondas de aterrizaje en Marte, Viking 1 y Viking 2 para detectar vida, y no pudieron detectar ningún indicio en el suelo del Desierto de Atacama. La región puede ser única en la Tierra en este aspecto. Debido a su sequedad, su gran altitud, la cobertura de nubes casi inexistente, y la escasez de contaminación lumínica e interferencia de radio de las ciudades muy ampliamente espaciadas, el desierto es uno de los mejores lugares en el mundo para llevar a cabo observaciones astronómicas.

Las antenas del Observatorio ALMA aparecen en la panorámica de la Vía Láctea, arqueándose como un arcoíris galáctico del polvo y estrellas sobre el llano de Chajnantor, en los Andes chilenos. Crédito:ESO/B. Tafreshi (twanight.org)


La ciencia de ALMA.
Los astrónomos esperan que ALMA haga contribuciones extremadamente importantes en una diversidad de especialidades científicas.
  • ALMA será una herramienta principal para estudiar las primeras estrellas y galaxias que surgieron de las “épocas oscuras” cósmicas hace miles de millones de años. Estos objetos ahora se ven a grandes distancias cósmicas, con la mayor parte de su luz extendida a longitudes de onda milimétricas y submilimétricas por la expansión del Universo. 
  • En el Universo más cercano, ALMA proporcionará una capacidad sin precedentes para estudiar los procesos de formación de estrellas y planetas. No impedida por el polvo que oculta las observaciones a la luz visible, ALMA podrá revelar los detalles de estrellas jóvenes aún formándose y se espera que muestre planetas jóvenes todavía en el proceso de desarrollo. 
  • Además, ALMA permitirá a los científicos aprender en detalle acerca de la química compleja de las nubes gigantes de gas y polvo que engendran estrellas y sistemas planetarios.

La tecnología de ALMA.
Brevemente.
La idea básica de la interferometría es simple. Consiste en recolectar una señal proveniente del cielo usando dos o más antenas y combinarlas para analizar la señal y así obtener información sobre la fuente de la emisión (ya sea una estrella, planeta, o galaxia).

Al combinar ondas de radio capturadas por dos o más antenas, es posible obtener imágenes de altísima precisión. Estas imágenes son similares a las que se obtendrían con un telescopio o antena gigante de 14 kilómetros de diámetro. Sin embargo, construir y operar una antena de ese tamaño es tecnológicamente imposible (al menos con las tecnologías actuales), por lo cual construir varias antenas pequeñas y utilizarlas combinadamente resulta mucho más plausible.

Las antenas.
Una de las 66 antenas.
Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
La función de las antenas de ALMA es recolectar y concentrar ondas de radio provenientes desde la fuente astronómica en un punto llamado el foco. La luz concentrada en el foco es reflejada por una segunda superficie llamada el sub-reflector hacia atrás de la superficie parabólica, donde se encuentra el receptor encargado de captar la señal concentrada por la antena.

Para recolectar la mayor cantidad de ondas de radio posibles y así optimizar la calidad de la señal recibida, las antenas tienen que apuntar con una precisión única. Asimismo, si la superficie de la antena es imperfecta, las ondas de radio se perderán al ser reflejadas en otras direcciones. Por lo tanto, se ha establecido que la superficie de las antenas de ALMA debe igualar la de una parábola perfecta con no más de 20 micrones de error promedio (o 50 veces más pequeño que un milímetro). IPT Antena está compuesto por Norteamérica, el Observatorio Europeo Austral y Asia del Este.

Front End.
Front End (FE) se denomina al Inicio de una compleja cadena de recepción, amplificación, conversión y digitalización de la señal recogida por cada antena. El FE es el primer elemento electrónico por el cual pasa la señal del cielo, y por lo mismo al amplificar y convertir la señal debe intentar maximizar la detección de la señal original, introduciendo la menor cantidad de ‘ruido’ posible. Es por eso que la etapa más crítica del FE es mantenida a una temperatura de 4 Kelvin (-269 °C). Para el FE se ha desarrollado tecnología de punta en laboratorios en EEUU., Canadá, Reino Unido, Holanda, Francia y Japón, representando avances únicos en instrumentación a nivel mundial.

Back End.
Back End cumple la función del sistema nervioso de ALMA. La función principal del BE es transmitir la señal recibida por cada uno de los receptores (FE) en cada antena hacia el computador central (correlacionador). Primero la señal proveniente del FE es nuevamente convertida a una frecuencia aún más baja, de entre 2 y 4 GHz. Luego un sistema de digitalización procesa la señal, para luego transmitirla por fibra óptica bajo tierra hasta el edificio central.

Correlacionador
El correlacionador es el cerebro de ALMA. Consiste en un súper-computador especialmente diseñado para ALMA. Su única función es tomar las señales provenientes de sus múltiples antenas y combinarlas generando datos astronómicos que posteriormente serán analizados. El correlacionador multiplica las señales de las distintas antenas, y guarda los datos en archivos llamados Visibilidades y que contienen toda la información necesaria para formar un imagen en 2-D de la región del cielo observada (además de proveer información espectral, o sea la capacidad de formar imágenes a distintas frecuencias). El proceso de pasar de las Visibilidades a una imagen científica conlleva una serie de etapas de calibración y reducción, para los cuales se ha desarrollado un programa de reducción de datos especializado. 

Computing.
Computing IPT (CIPT) es el encargado de toda la informática relacionada con ALMA. CIPT es responsable del importante software de control de las antenas, de la instrumentación, y del archivo de los datos. De este modo CIPT debe vigilar que todos los parámetros y componentes de ALMA se mantengan estables y bajo control durante toda la observación, así como del diseño y operación del sistema de captura de datos en tiempo real del correlacionador. Además CIPT debe proveer a la comunidad científica un software para preparar las observaciones (el ALMA Observing Tool o ALMA-OT) y un programa especializado para el procesamiento y reducción de datos llamado Common Astronomy Software Applications (CASA).

Science.
IPT Ciencia está encargado de llevar a cabo la verificación científica de los datos obtenidos por ALMA, es decir, de la interpretación de las Visibilidades (datos) que medirá ALMA hacia alguna dirección particular del cielo. Compuesto por astrónomos, el IPT Ciencia esta directamente involucrado en la puesta en marcha o ‘commissioning’ de ALMA, la verificación del buen funcionamiento de cada uno de sus componentes así como de la validez científica de los datos. En conjunto con un equipo de ingenieros miembros del grupo en ensamblaje, integración y verificación (AIV por sus siglas en inglés), IPT Ciencia realiza todas las calibraciones y verificaciones para testear que todos los equipos estén funcionando acorde con los requerimientos técnicos y científicos de ALMA, y una vez que este entre en operaciones continuará coordinando y monitoreando cada noche los datos recogidos.

Por Antonio Hales y equipo EPO.

Créditos: ALMA(ESO/NAOJ/NRAO)

Para saber más ...

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