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El Sitio de ALMA Objetivos Científicos Explorando nuestros Orígenes Cósmicos Explorando nuestros Orígenes Cósmicos ALMA proporcionará una combinación sin precedentes de sensibilidad, resolución angular, resolución espectral y fidelidad de imágenes en las longitudes de onda de radio más cortas en la cuales la atmósfera terrestre es transparente. ALMA proveerá a los científicos de un instrumento capaz de producir imágenes detalladas de la formación de galaxias, estrellas y planetas, tanto en el continuo como en líneas de emisión de moléculas interestelares. ALMA obtendrá imágenes de estrellas y planetas en proceso de formación en nubes de gas cercanas a nuestra posición en la Vía Láctea y observará galaxias en sus etapas de formación en el límite del Universo, las que veremos tal como eran hace aproximadamente 10 mil millones de años. • Obtener imágenes de la cinemática del gas en discos protoplanetarios alrededor de estrellas similares al Sol con una resolución de unas cuantas unidades astronómicas hasta una distancia de 150 pc (aproximadamente la distancia a las nubes formadoras de estrellas en Ofiuco o Corona Austral), permitiendo así el estudio de su estructura física y química, sus campos magnéticos y la detección de vacíos de marea en los discos creados por planetas en proceso de formación; • Detectar las fotosferas de estrellas en cada parte del diagrama Hertzsprung-Russell y resolver espacialmente las fotosferas y cromósferas de estrellas gigantes y supergigantes situadas dentro de una distancia de unos cuantos cientos de parsecs; • Revelar los gradientes isotópicos y químicos cruciales dentro de las cáscaras circumestelares que reflejen la cronología de los procesos nucleares estelares invisibles; Un Observatorio de clase mundial en el Desierto El Sitio de Operaciones del Conjunto de ALMA (AOS, por su sigla en ingles) está situado en un lugar verdaderamente único e inusual: el altiplano de Chajnantor, una meseta a una altitud de 5.000 metros en el desierto de Atacama en Chile. Por supuesto, esta ubicación fue seleccionada debido a muchas razones científicas bien justificadas, particularmente la sequedad y altitud. Teniendo en cuenta estos aspectos, el Observatorio ALMA no sólo será único debido a sus objetivos científicos ambiciosos, y los requisitos técnicos sin precedentes, también será único debido a las condiciones del ambiente y de vida muy específicas y duras en las cuales el conjunto de radiotelescopios más desafiante operará con alta eficacia y exactitud. El Observatorio ALMA será operado en dos sitios distintos, lejos de las condiciones de vida cómodas de la civilización moderna. El centro de Operaciones de ALMA (OSF, por su sigla en ingles) serán el campamento base para la operación diaria de rutina del observatorio. Está situado a una altitud de cerca de 2.900 metros, bastante alto comparado a las condiciones de vida estándar, pero aún bastante aceptable para los proyectos científicos en astronomía de alcance similar. No obstante, el OSF no sólo servirá como la ubicación para operar el Observatorio Conjunto de ALMA (Joint ALMA Observatory, o JAO), también es la estación de Ensamblaje, Integración, Verificación, y Puesta en Servicio (AIVC, por su sigla en ingles) para todo el equipo de alta tecnología antes de ser movido al Sitio de Operaciones del Conjunto (AOS, por su sigla en ingles), ubicado a 5.000 metros de altitud. Vista satelital de Chajnantor El Centro de Operaciones (OSF, por su sigla en ingles) www.almaobservatory.org Cercanas (z > 1.5) Distantes (z > 1.5) Galaxies z < 1.5 Galaxies z > 1.5 ALMA ALMA es una asociación entre Europa, Asia del Este y Norteamérica, en cooperación con la República de Chile. ALMA es financiada en Europa por el Observatorio Europeo Austral (ESO), en Asia del Este por el Instituto Nacional de Ciencias Naturales (NINS) de Japón en cooperación con la Academia Sinica de Taiwán, y en Norteamérica por la Fundación Nacional de Ciencias de EE.UU. en cooperación con el Consejo Nacional de Investigación de Canadá. La construcción y operación de ALMA se efectúan a nombre de Europa por ESO, a nombre de Asia del Este por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ) y a nombre de Norteamérica por el Observatorio Radioastronómico Nacional (NRAO), el cual es operado por Associated Universities Inc. (AUI). HST 482 495 709 1128 1569 4305 ALMA abrirá una ventana hacia los orígenes cósmicos tanto en el tiempo como en el espacio, proporcionando a los astrónomos un caudal de nuevas oportunidades científicas. Con ALMA, los astrónomos podrán, en particular: • Obtener imágenes no oscurecidas con resoluciones inferiores al segundo de arco de núcleos de cometas, cientos de asteroides, Centauros y objetos del cinturón de Kuiper en el sistema solar, junto con imágenes de los planetas y sus satélites; 100 pc 3.3 3.8 6.9 13.5 20.5 72.2 • Obtener imágenes de emisión del continuo de polvo desplazado al rojo de galaxias en desarrollo en épocas de formación tan tempranas como z = 10; • Obtener imágenes de regiones solares activas e investigar la física de la aceleración de partículas en la superficie del Sol. 50 pc Actualmente, el OSF es el área donde están alojados todos los contratistas del Sitio ALMA y su personal. Campamentos especiales se han levantado y por ahora pueden alojar la capacidad requerida máxima de 500 trabajadores. 0.038 0.030 0.018 0.012 0.010 0.006 • Rastrear a través de observaciones espectroscópicas moleculares y atómicas la composición química del gas formador de estrellas en galaxias como la Vía Láctea, pero a un desplazamiento al rojo de z ~ 3, en menos de 24 horas de observación; • Revelar la cinemática de núcleos galácticos y cuásares oscurecidos en escalas espaciales menores a 100 pc; ΔTline (K) 25/7/08 11:32:23 • Evaluar la influencia de los gradientes químicos e isotópicos de los discos galácticos en la formación de estructuras espirales; El OSF es también el punto focal del ensamblaje de todas las antenas y de las actividades de AIVC. Las actividades de AIV serán llevadas a cabo en el OSF, después de la aceptación preliminar de las antenas, y antes de moverlas al AOS. ΔTcont (K) Bmax = 14.7 km • Determinar la dinámica de discos de acreción protoestelares de polvo oscurecido, la tasa de acreción y de colapso de las nubes moleculares nacientes, la distribución de masa sobre el disco y la estructura de las eyecciones moleculares; Al final, el OSF y sus Instalaciones Técnicas se convertirán en el centro de todas las actividades científicas relacionadas con la operación diaria del Observatorio Conjunto de ALMA (JAO, por su sigla en ingles). El OSF será la ubicación central para operar el observatorio y encargarse de todos los aspectos de mantenimiento y operaciones. Durante la fase de operaciones del observatorio será el lugar de trabajo de los astrónomos y de los equipos responsables de mantener el funcionamiento adecuado de todos los telescopios. La calidad de todos los datos de ALMA será evaluada en el OSF. Respeto de la Cultura y la Naturaleza Rayo (arcsec) Impresión artística del Conjunto de antenas de ALMA Una simulación (Wolf & D’Angelo 2005) de observaciones de ALMA de un disco protoplanetario realizadas a 950 GHz, muestra un protoplaneta de una masa igual a la de Júpiter orbitando alrededor una estrella de 0.5 masas solares (radio de la órbita: 5AU). Las distancias adoptadas son de 50 pc y 100 pc según lo indicado. La masa del disco se consideró idéntica a la de la estrella IRAS 04302+2247 (Butterfly) situada en Tauro. Nótese la reproducción de la forma de la onda espiral cerca del planeta así como la región ligeramente ensombrecida detrás del planeta en la imagen de la izquierda. Imagen cortesía de S. Wolf. El Edificio Técnico AOS La construcción de los sitios del OSF y del AOS y su acceso requirieron esfuerzos considerables del proyecto ALMA. Obviamente, no había acceso a estas dos ubicaciones remotas. El sitio del OSF, ubicado a 2.900 metros de altitud, está cerca de 15 kilómetros lejos del camino público más cercano, la carretera Chilena No. 23. El AOS está otros 28 kilómetros lejos del sitio del OSF. Así, uno de los primeros proyectos en ser llevado a cabo por ALMA fue construir un camino de acceso no sólo al OSF sino también al AOS – un camino, de 43 km de largo, no sólo a grandes altitudes, sino también con ancho suficiente para transportar regularmente una gran cantidad de grandes radiotelescopios con un diámetro de 12 metros. 120 16 GHz por línea base 4096 La Nebulosa de la Cabeza de caballo en distintas longitudes de ondas. En el rango óptico, el polvo oscurece la actividad de formación de estrellas en la Nebulosa Cabeza de Caballo. En la imagen infrarroja, la capa caliente y tenue de polvo brilla alrededor de la nube. En longitudes de onda radiales, tanto el polvo como las moléculas brillan, proporcionando una riqueza de información de la estructura interna, densidad y cinemática de regiones ópticamente invisibles. ALMA trazará un mapa de la emisión brillante (los dos paneles más a la derecha) a la misma resolución de la imagen óptica (panel más a la izquierda). 0.070 0.071 0.104 0.167 0.234 0.641 hasta 2016 16 GHz por línea base 4096 Subm. (APEX) OSF (15 km) Correlator Líneas de base Ancho de banda Canales espectrales Radio, Línea de CO 3-2 (CSO) 0.0005 0.0005 0.0010 0.0020 0.0031 0.0108 7 m, 12 m <20 μm, <25 μm <0.6” Infrarrojo (ESA/ISO/ISOCAM) 3.18 2.50 1.52 1.01 0.86 0.52 12 m <25 μm <0.6” Óptico (ESO) AOS (43 km) 7.0 7.1 10.2 16.3 22.6 62.1 Aunque es uno de los proyectos científicos de alta tecnología más ambiciosos, las actividades en el sitio de ALMA no se centran sólo en la construcción del observatorio astronómico terrestre más avanzado y desafiante del mundo. Los aspectos históricos y medio ambientales en esta región única son de preocupación. Los restos de un pequeño asentamiento local situado a lo largo del camino de acceso en el kilómetro 21 se han reconstruido teniendo en cuenta el consejo del último propietario y después de consultar un arqueólogo de San Pedro. El lugar sirve ahora como un museo y centro interpretativo para las culturas y la historia locales. 0.047 0.055 0.100 0.195 0.296 1.042 Diámetro Precisión de superficie Puntería diferencial Los transportadores de las antenas de ALMA 110 140 230 345 409 675 Bmax = 0.2 km Rayo (arcsec) ΔTcont (K) ΔTline (K) Antenas ALMA, un Proyecto Internacional A fin de mover las antenas, en que cada una pesa más de 100 toneladas, el proyecto ALMA ha diseñado dos unidades de un vehículo de transporte especial. Dos transportadores verdaderamente únicos han sido fabricados. Primero trasladarán las antenas desde su área de montaje, el OSF (2.900 metros) a las posiciones dedicadas en el AOS (5.000 metros). Línea Espectral ΔS (mJy) hasta 64 12 (7 m) + 4 (12 m) hasta 7240 m2 460 + 450 m2 0.02” (l /1 mm) (10 km/distancia) 5.7” (l/1 mm) 150 - 18 500 m ALMA Test Facility) en Socorro, Nuevo México, EEUU. Las tres antenas prototipo en el sitio de Pruebas de ALMA (ATF, por ALMA transformará la investigación de la física del Universo frío en regiones que son oscuras en luz visible pero que brillan intensamente en la porción milimétrica del espectro electromagnético. Abriendo a los astrónomos una nueva ventana hacia los orígenes cósmicos, ALMA investigará las primeras estrellas y galaxias, y obtendrá imágenes directas de la formación de los planetas. ALMA es la sigla en inglés para el Gran Conjunto Milimétrico/submilimétrico de Atacama (Atacama Large Millimeter/ submillimeter Array), el que será un instrumento único de investigación, compuesto por hasta 80 antenas de alta precisión ubicadas en el Llano de Chajnantor, en el distrito de San Pedro de Atacama, a 5000 metros de altura sobre el nivel del mar en los Andes Chilenos. Las Antenas de ALMA dor en el AOS – a configuraciones compactas o extendidas – y colocarán las antenas a una precisión de algunos milímetros. Además, estos transportadores también moverán las antenas para el mantenimiento y la reparación desde el AOS al OSF. El peso de las antenas, su alta precisión y el medio ambiente hostil de gran altura imponen condiciones límite severas a los vehículos de transporte. Cada una de estas máquinas enormes tiene 10 metros de ancho, 15 metros de largo y 6 metros de alto y pesa alrededor de150 toneladas. Los dos transportadores llegaron al Centro de Operaciones de ALMA al principio de 2008. Continuum ΔS (mJy) Número de antenas Área colectora total Resolución angular Rango de distancias Conjunto Compacto de Atacama (ACA) Especificaciones Los socios norteamericanos del proyecto ALMA, a través de AUI, firmaron el 11 de Julio de 2005 un contrato con Vertex RSI para proveer 25 antenas, con posibilidades de aumentar a 32 antenas. El 6 de Diciembre de 2005, el Director General de ESO firmó un contrato con el Consorcio AEM (Alcatel Alenia Space France, Alcatel Alenia Space Italy, European Industrial Engineering S.r.L., MT Aerospace) para el suministro de 25 antenas ALMA, con posibilidades de aumentar el número de antenas a 32. Las cuatro antenas de ALMA operará a longitudes de onda entre 0.3 y 9.6 milímetros, donde la atmósfera de la Tierra es muy transparente en un sitio a gran altura y de ambiente seco, lo que entregará a los astrónomos una sensibilidad y resolución sin precedentes. Las antenas de 12 metros de diámetro de ALMA tendrán líneas de base reconfigurables, que irán desde 150 metros hasta 16 kilómetros. La resolución será tan fina que alcanzará 0.005” en sus más altas frecuencias, 10 veces mejor que el Telescopio Espacial Hubble. Las primeras antenas construidas por Vertex RSI llegaron a Chile en 2007. La primera antena fabricada por el Consorcio AEM debería llegar a fines de 2008. Si bien la primera antena de AEM arribará más tarde, ambas compañías deberían entregar su antena número 25 al final de 2011. Las cuatro antenas de MELCO también llegaron al Centro de Operaciones de ALMA (OSF, según su sigla en inglés). 12 metros de diámetro y las doce antenas de 7 metros de diámetro, que deben ser proveídas por NAOJ, se han pedido a MELCO (Mitsubishi Electrical Company). Explorando nuestros Orígenes Cósmicos Después del traslado inicial desde el OSF, moverán las antenas alrede- poster-back-outlines espan ol.indd 1 Frecuencia (GHz) En un tiempo de integración de 60 segundos, a una resolución espectral de 1 km/s, la densidad de flujo de RMS, ΔS, y la sensibilidad de temperatura de brillo, ΔT, con un conjunto de 64 antenas y una línea de base máxima Bmax, serán: Sensibilidad: Los objetivos de ALMA para el Gran Conjunto Conjunto 12 m Conjunto Campo Profundo de ALMA: La mayoría de las galaxias que serán detectadas en imágenes profundas de ALMA tendrán grandes desplazamientos al rojo (“redshift”). Esto está ilustrado en la hilera superior que muestra el número de galaxias de redshift bajo (z<1.5) y alto (z>1.5) predicho por la simulación de una observación profunda a ser efectuada por ALMA. A pesar que las galaxias de alto redshift se encuentran más distantes, aún más de la emisión dominante de polvo cálido es desplazada hacia las bandas de frecuencia de ALMA. La hilera inferior muestra que en una imagen óptica, como la del Campo Profundo del Telescopio Espacial Hubble, la mayoría de las detecciones son de galaxias con z < 1.5. En agudo contraste con la imagen óptica, el 80% de las galaxias detectadas por ALMA estarán situadas a altos redshifts. Las imágenes superiores son de Wootten y Gallimore (2000, ASP Conf. Ser. Vol. 240, pg. 54). Las inferiores de K. Lanzetta, K. Moore, A. Fernandez-Soto y A. Yahil (SUNY). ALMA será un instrumento astronómico destinado a producir imágenes y espectroscopía en el rango milimétrico y submilimétrico, ofreciendo a los científicos la capacidad de cubrir un rango de radiofrecuencias que complementa el ofrecido por otros instrumentos de investigación de nuestra era, como el EVLA (Expanded Very Large Array), el E-ELT (European Extremely Large Telescope), el GSMT (Giant Segmented Mirror Telescope) y el JWST (James Webb Space Telescope). En vista de las dificultades para cumplir estos requisitos, las antenas prototipo fueron proveídas por tres empresas: el Consorcio AEM (conseguida por ESO), Vertex RSI (conseguida por NRAO para Norteamérica) y Mitsubishi Electrical Company (conseguida por NAOJ, Japón). Los tres prototipos fueron probados extensamente en la Instalación de Prueba de ALMA (ATF) en Socorro, Nuevo México. Varios grupos de expertos internacionales, tanto internos como externos a ALMA, examinaron el rendimiento de las antenas prototipo y concluyeron que sobre la base del funcionamiento probado, su rendimiento esperado en el sitio de ALMA se ajusta a los requisitos técnicos para los tres diseños. Los requisitos de rendimiento mayores de cada antena son apuntamiento absoluto de 2’’ sobre el cielo entero, apuntamiento diferencial de 0.6’’, y una precisión de superficie total RMS de 25 micrómetros. Estas son especificaciones muy rigurosas para antenas expuestas completamente al ambiente de tiempo duro a 5.000 metros de altitud. La antena es el corazón de ALMA. La calidad y rendimiento de las antenas definen la funcionalidad total de ALMA. Instrumentos móviles de alta precisión Explorando nuestros Orígenes Cósmicos
