Home Sobre ALMA Orígenes del Proyecto ALMA
moda blogu medyum akyazı haber
Orígenes del Proyecto ALMA

Basado en un texto de Paul A. Vanden Bout, Nov. 2004

ALMA es un proyecto global; la síntesis de las primeras visiones de los astrónomos de tres comunidades asociadas: Europa, Norteamérica y Japón.

ALMA es una fusión de ideas, con sus raíces en tres proyectos astronómicos: el Millimeter Array (MMA) de los Estados Unidos, el Large Southern Array (LSA) de Europa, y el Large Millimeter Array (LMA) de Japón.

Millimeter Array

Impresión artística del Millimeter Array. Crédito: NRAO

Los orígenes del Millimeter Array (MMA) se encuentran en la ciencia pionera del Telescopio de 36 Pies de NRAO (conocido más tarde como el Telescopio de 12 metros), seguido luego por los telescopios de 4,9 m en la Universidad de Texas y en la Corporación Aeroespacial (Aerospace Corporation), el telescopio de 14 m en el Five Colleges Radio Astronomical Observatory y el telescopio de 7 m en los Laboratorios Bell de AT&T (AT&T Bell Labs).

Los interferómetros milimétricos de la Universidad de California (Berkeley) en el Observatorio Hat Creek (más tarde la Asociación Berkeley-Maryland-Illinois, o BIMA) y el Instituto Tecnológico de California en el Radiobservatorio Owens Valley, demostraron el poder asociado a una alta resolución angular para estudiar las fuentes encontradas con las antenas parabólicas individuales.

La experiencia de usar un conjunto flexible y potente que fue suministrado por el Very Large Array (VLA) de NRAO en longitudes de onda más largas, también fue muy influyente. En efecto, la característica principal del MMA fue la capacidad de obtener imágenes rápidas y de alta calidad en 230GHz, es decir, el MMA debía ser una versión milimétrica del VLA. Los objetivos científicos del MMA incluyeron el mismo rango amplio de temas vistos en el VLA: sol, sistema solar, estrellas, medio interestelar galáctico, galaxias externas y cosmología.

Se propuso un primer concepto de un interferómetro con un área colectora de 1.000-2.000 m2 capaz de funcionar en una longitud de onda de 1 mm con 1” de resolución a 115 Ghz: consistió de un conjunto de 15 antenas de 10 metros de diámetro en el sitio del VLA, Nuevo México. La propuesta para construir el MMA presentada por Associated Universities, Inc.(AUI) a la National Science Foundation (NSF) en Julio de 1990, requirió un conjunto de 40 antenas de 8 metros de diámetro, con cuatro bandas de receptor que cubren las ventanas atmosféricas desde 30–350 GHz, configurable en cuatro conjuntos de un tamaño de 70–3000 m. La propuesta discutía dos posibles sitios para el MMA, ambos en el sudoeste de Estados Unidos. Los estudios de la transparencia atmosférica y estabilidad de fase en estos sitios llevaron a estudios similares en Mauna Kea, Hawaii. Ahí también se realizó un extenso monitoreo atmosférico. Las preocupaciones por el tamaño limitado del área disponible para el MMA en Mauna Kea y los posibles problemas ambientales motivaron la búsqueda de posibles sitios en Chile. Desde abril de 1994, se visitaron muchos sitios de gran altitud. Finalmente, el sitio conservado para el MMA se propuso formalmente en 1996: era la meseta de Chajnantor.

Large Southern Array

Swedish-ESO 15m Submillimeter Telescope (SEST)
Crédito: ESO/C.Madsen

Así como en Estados Unidos, en Europa se había desarrollado un amplio programa de ciencia en la astronomía de longitud de onda milimétrica, centrado en torno a los dos telescopios de IRAM, una antena parabólica individual de 30 m y un interferómetro de tres (ahora seis) antenas de 15 m, el telescopio del Observatorio de Onsala Space de 14 m (OSO), y la capacidad submilimétrica del Telescopio James Clerk Maxwell de 15 m. En la Universidad de Bordeaux, el grupo era pionero en interferometría de longitud de onda milimétrica. El primer concepto para un interferómetro milimétrico en el Hemisferio Sur apareció a finales de los años 1980 fuera de OSO siguiendo el logro del Telescopio Sueco Submilimétrico de ESO (SEST), y requirió un conjunto de 10 antenas de 8 m de diámetro para ser ubicado cerca del Very Large Telescope de ESO en el Cerro Paranal al norte de Chile. Un conjunto en el Hemisferio Sur se convirtió en el sello del conjunto Europeo por razones científicas (el Centro Galáctico, Nubes Magallánicas, etc.) y debido a que ESO, la organización lógica para un proyecto astronómico europeo, tenía sus telescopios ahí.

Un área colectora de a lo menos 10 veces la del Interferómetro IRAM en la Meseta de Bure (Plateau de Bure), fue incorporado en el pensamiento para el Large Southern Array (LSA). Su propuesta de concepto (1995) requirió un área colectora de 10.000 m2 proporcionada por 50 antenas de un diámetro de 16 m o 100 antenas de un diámetro de 11 m. El LSA debía funcionar a frecuencias de 350 GHz y menos, y debía estar equipado con receptores último modelo y un correlacionador de señales. Para obtener una resolución angular de 0,1'' en una longitud de onda de 2,6 mm, se contemplaron configuraciones de un tamaño de ~10 km. Debido a que su frecuencia de operación más alta era 350 GHz, el LSA no necesitó un sitio tan alto como el de MMA, y se estudiaron sitios a altitudes inferiores de 3.300 m y 3.750m.

Large Millimeter Submillimeter Array

El Radio Observatorio Nobeyama. Crédito: NRO

Sitio de instrumentos de evaluación y contenedores en el sitio de Pampa la Bola a 4800 m , II Región, Chile. Dos contenedores equipados con paneles solares y una de las antenas de monitoreo de radio-observación puede verse en el fondo. Tres estaciones meteorológicas de calibración cruzada se observan en primer plano. Crédito: NAOJ

En Japón, los proyectos por un gran conjunto de longitudes de onda milimétrica crecieron naturalmente sin el deseo de expandir Nobeyama Millimeter Array. Large Millimeter Array (LMA) se abordó en 1983, sólo siguiendo la dedicación de NRO, y en su primera forma expandió las cinco antenas de un diámetro de 10 m del interferómetro de NRO a 30 m, trabajando a una frecuencia máxima de 230 GHz en líneas de base de hasta 1 km. En 1987 se decidió expandir el concepto de 50 antenas de un diámetro de 10 m funcionando a frecuencias de 35–500 GHz con la posibilidad de llegar a frecuencias submilimétricas, en configuraciones de un tamaño de 20–2000 m. Grupos universitarios japoneses establecieron un pequeño telescopio submilimétrico automático en Mt. Fuji y un pequeño telescopio milimétrico en Chile. El sitio de NRO descartó observaciones en el submilímetro, y los sitios en Mauna Kea y en Norte de África y Chile fueron considerados como posibilidades. En 1992 comenzaron serios estudios de sitios en Chile con un sondeo de 20 posibilidades. Como la calidad de los sitios en Chile se hizo evidente, se eliminó la posibilidad de Mauna Kea y las perspectivas de observar en la banda submilimétrica se convirtieron en el foco del programa LMA, llevando al cambio del nombre del proyecto a Large Millimeter/submillimeter Array (LMSA). En 1995 se firmó un acuerdo (memorándum de entendimiento) entre NAOJ y NRAO, por medio del cual los dos grupos acordaban trabajar conjuntamente (cooperativamente) en los estudios de los sitios. Los sitios en Pampa la Bola y Río Frío recibieron un intenso estudio, con Pampa la Bola al noreste del sitio de Llano de Chajnantor convirtiéndose en el sitio preferido en 1997; la importancia de las líneas de base de 10 Km. para un MMA+LMSA combinado se hizo evidente en un taller sostenido en Tokio sobre astronomía submilimétrica en resoluciones de 10 miliarcosegundos. El sitio de Pampa la Bola mostró una excelente estabilidad de fase y ahora es la ubicación para un brazo largo de plataformas de antenas de ALMA que se extienden al noreste del Llano de Chajnantor. Discos protoplanetarios y galaxias de alto z fueron considerados como los principales objetivos científicos del proyecto. Se expandió el rango de frecuencias del LMSA para incluirlas bandas de 650 y 900 GHz en el submilímetro.

Esta imagen es una concepción artística del conjunto de antenas en su configuración extendida. En esta configuración, la distancia entre las 2 antenas mas lejanas es 16 kms. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

El conjunto principal de ALMA tiene un gran área colectora de 5.650 m2 proporcionada por 50 antenas de 12 m de diámetro. ALMA es muy flexible. Sus antenas se pueden colocar en configuraciones con tamaños desde 150 m. hasta 16 km, proporcionando un rango de resolución angular de casi un factor de 1.000 en la frecuencia de observación fija. Tiene el potencial para cubrir todas las diez bandas de frecuencia desde 30–950 GHz donde la atmósfera de la tierra es razonablemente transparente, con un conjunto inicial de receptores que cubre cuatro de estas bandas. Tiene un correlacionador de señales potente y flexible que puede procesar 2.016 líneas de base con 16 GHz de ancho de banda por antena. Además, se ha acordado que ALMA incluya el Atacama Compact Array (ACA), un conjunto de 12 antenas de 7 m de diámetro (con 4 antenas de 12 m de diámetro adicionales para propósitos de observaciones y calibraciones de una sola antena parabólica), equipado con los mismos receptores que el conjunto grande, y equipado con su propio correlacionador de señales de potencia similar que el conjunto grande, además tres bandas de receptor adicionales para todas las antenas.

Esta imagen es una concepción artística del conjunto de antenas en su configuración compacta. En esta configuración, todas las antenas se ubican en un circulo que tiene un diámetro de 250 metros. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

El ACA proporciona datos de frecuencias espaciales entre la configuración compacta del conjunto grande y una sola antena de 12 m. ALMA con el ACA y las bandas de receptor adicionales es conocida como “ALMA extendida”. Estas especificaciones son aquellas necesarias para satisfacer requisitos científicos. También reflejan la unión de visiones para los tres proyectos conceptuales anteriores ahora terminados en ALMA.

Por último, pocos de los participantes en los proyectos MMA, LSA, y LMSA estuvieron totalmente tranquilos con la perspectiva de construir tres grandes conjuntos milimétricos/submilimétricos separados en Chile.

El gran avance ocurrió con la firma de una resolución entre ESO y NRAO el 26 de Junio de 1997, a través del cual las dos partes acordaron seguir un proyecto común que fusionó el MMA y LSA en lo que finalmente sería llamado ALMA. El conjunto fusionado aunó la sensibilidad del LSA con la cobertura de frecuencias y el sitio mejor del MMA. La fusión fue oficializada en Junio de 1999 con la firma del Acuerdo de la Fase 1 de ALMA. ESO y NRAO trabajaron juntos en grupos técnicos, de ciencia y de dirección para definir y organizar un proyecto conjunto entre los dos observatorios con la participación de Canadá y España (que no eran socios de ESO en aquel tiempo).

Una oleada de resoluciones y acuerdos siguió, incluyendo la elección de “Atacama Large Millimeter Array”, o ALMA, para el nombre del nuevo conjunto en Marzo de 1999.

Este esfuerzo culminó en la firma del Acuerdo ALMA el 25 de Febrero de 2003, entre las partes norteamericana y europea. Siguiendo discusiones mutuas durante varios años, el Proyecto ALMA recibió una propuesta del NAOJ a través de la cual Japón proporcionaría el ACA y tres bandas de receptor adicionales para el conjunto grande, para formar ALMA Mejorada. Otras discusiones entre ALMA y el NAOJ llevaron a la firma de un acuerdo de alto nivel el 14 de Septiembre de 2004, que designó a Japón como participante oficial en ALMA Mejorada.

En 2004, se completó la última etapa del largo proceso para asegurar el uso del sitio de ALMA en el largo plazo (50 años) con tres decretos emitidos por la República de Chile y la firma de dos contratos. Este proceso incluyó el establecimiento de AUI en Chile con los mismos derechos y privilegios que ESO, la obtención de derechos mineros exploratorios para el sitio por parte de AUI, el establecimiento de una reserva científica que incluye el sitio por parte del gobierno chileno, el permiso para que ESO creara un nuevo sitio de observación (APEX), la aprobación de un estudio de impacto ambiental, la compra de tierras para la instalación de operaciones a mediana altura (OSF), acuerdos de concesión y servidumbre para el sitio y el camino de acceso, aprobación de una zona reservada de coordinación alrededor del sitio para proteger contra la interferencia de radiofrecuencia, un acuerdo con el gobierno regional para apoyar actividades culturales, educativas y productivas y un acuerdo con CONICYT relacionado con la participación de astrónomos chilenos en el tiempo de observación de ALMA y el fomento de la astronomía en Chile.

Más de 14 organismos gubernamentales en Chile estuvieron involucrados en las negociaciones.

Suponiendo que todos los tres socios pueden cumplir con sus compromisos, se decidió que el proyecto final sería de costo compartido 37,5% / 37,5% / 25% entre Norteamérica, Europa y Japón, respectivamente. El tiempo de observación, después de una participación de 10% para Chile, sería compartido por consiguiente. Cuando ALMA Mejorada, a ser conocida como el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, con el mismo acrónimo ALMA, entre en operación completa, será verdaderamente un conjunto milimétrico/submilimétrico mundial.