Огромная собирающая площадь, огромное пространственное разрешение и ошеломляющий прогресс в технологии детекторов делают большую миллиметровую решетку ALMA в пустыне Атакама уникальным инструментом: она позволяет наблюдать в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах волн с чувствительностью на много порядков лучшей, чем прежде. И разрешение ее сравнимо с разрешением самых больших, работающих на дифракционном пределе оптических и ИК телескопов.
Здесь мы хотели бы подробно представить оригинальные научные возможности этой обсерватории и проиллюстрировать их на примерах из различных областей астрономии.

Более 20 лет астрономы всего мира мечтали об интерферометре нового поколения в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах волн. В США в этом направлении активизировались работы в начале 80-х годов по проекту "миллиметровой решетки", опираясь на большой успех двух интерферометров, действовавших в Калифорнии и разработанных Калифорнийским технологическим институтом и Калифорнийским университетом в Беркли.
В Европе, где чуть позднее были получены сенсационные результаты на интерферометре IRAM (плато де Бур, Гренобль, в начале 90-х годов исследователи дискутировали о "Большой Южной Решетке"), примерно в то же время в Японии началась разработка "Большой Миллиметровой и Субмиллиметровой Решетки".
Местом установки всех трех инструментов была определена пустыня Атакама, расположенная на высоте около 5000 метров на севере Чили. Чтобы использовать синергетические (усиливающие) эффекты (так как число базисных линий интерферометра и их картинообразующий потенциал пропорциональны квадрату числа антенн) в 1999 году американский и европейский проекты были объединены с целью создания единой интерферометрической системы (англ. Array - "решетка"). Так родился проект "Atacama Large Millimeter Array" (ALMA). Япония подключилась в 2004 году с проектом "ALMA Сompact Array" (ACA), который будет располагать двенадцатью 7-метровыми и четырьмя 12-метровыми антеннами.
Что послужило мотивацией для создания такого субмиллиметрового интерферометра, как ALMA и какими возможностями он будет располагать?
Потенциал инструмента ALMA мы хотели бы показать на примере нескольких важных проектов из различных областей астрономии. Поставленные в них задачи совершенно не выполнимы для уже существующих инструментов, а для ALMA они станут самым обычным делом.

Обычные звезды излучают свою энергию большей частью в видимой части спектра и близком ИК диапазоне. Теплая межзвездная пыль с температурами между 30 и несколькими сотнями градусов Кельвина излучает в далеком ИК диапазоне с длинами волн от 30 до 200 мкм, холодная же пыль с температурами ниже 20К излучает прежде всего на субмиллиметрах с длинами волн более 200 микрон. Из-за сильной зависимости излучения от длины волны и роста поглощения в земной атмосфере на более коротких волнах для наземных инструментов диапазон волн от 1.5 до 0.8 мм является самым оптимальным для исследования межзвездной пыли.
Термическая эмиссия всей межзвездной пыли в галактике достигает максимума в спектре где-то на 100 мкм. Этот вклад пыли в общее излучение уже значителен для нормальных галактик; для так называемых ИК галактик со сверхсветимостью он превосходит потерю энергии на основе других процессов во много раз. Для очень далеких галактик из ранней Вселенной, свет которых из-за космической экспансии доходит до Земли с большим красным смещением, этот максимум сдвигается даже из далекого ИК диапазона в субмиллиметровый и миллиметровый диапазоны, где абсорбция в земной атмосфере значительно слабее. Из-за этого эффекта ослабление яркости далеких галактик компенсируется, и наблюдения эмиссии пыли ранних галактик со сверхсветимостью становится возможным, особенно в высокогорных и сухих местах.
Кроме межзвездной пыли, интерес астрономов к наблюдениям в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах объясняется тем обстоятельством, что спектры вращения многих астрономически привлекательных молекул тоже лежат в этих диапазонах. По спектрам молекулярных линий на субмиллиметрах можно исследовать множество астрономических объектов по большому числу физических параметров - от очень холодных, плотных внутренних зон молекулярных облаков до звездных оболочек красных гигантов. Особенно линии вращения молекул окиси углерода (СО), наблюдаемые во всем этом окружении, служат для того, чтобы составить карты молекулярных облаков нашего Млечного пути и других галактик. Самую часто встречающуюся молекулу водорода в нормальном окружении очень трудно наблюдать. Только в галактиках ранней Вселенной в последние годы смогли подтвердить наличие СО.

ALMA строится в настоящее время в пустыне Атакама. Это одно из самых сухих мест на Земле и поэтому идеально подходит для субмиллиметровой радиоастрономии. Только царящая там предельно низкая влажность делает атмосферу прозрачной для субмиллиметрового излучения. Великолепное пространное место в Llano de Chajnantor, вблизи Сан Педро де Атакама (на карте справа внизу) позволяет проводить наблюдения на субмиллиметрах в любое время года, и антенны можно оптимально разместить на площади более 100 кв. км. Возможны и более длинные базы, до 20 км, если использовать прилегающие территории.

Ввод в строй проекта ALMA в этом месте произведет настоящую революцию в субмиллиметровой астрономии, откроет совершенно новые области в частотном перекрытии каналов, пространственном разрешении, чувствительности и качества изображения. Широкий набор частично конкурирующих требований по высокой чувствительности и угловому разрешению достигается тем, что отдельные антенны можно располагать в самых различных конфигурациях. Передвигаться антенны будут с помощью специальных транспортеров. Пример относительно компактного расположения антенн показан на рис.1 .

Ниже мы опишем важнейшие аспекты техники наблюдений, с одной стороны, мы покажем ограничения, имеющие место на современных интерферометрах, с другой стороны, приведем новые возможности проекта ALMA.
Наблюдения в субмиллиметровом диапазоне на существующих интерферометрах очень ограничены или вообще невозможны, т.к. они низко расположены, атмосферная абсорбция огромна, а фазовая когерентность слаба. Кроме того, и поверхности их антенн для таких коротких волн недостаточно точны. В месте, выбранном для ALMA, прозрачность атмосферы и фазовая стабильность измерялись годами, результаты показали, что более половины времени были прекрасные атмосферные условия для наблюдений во всех субмиллиметровых окнах. Для антенн интерферометра ALMA необходима точность поверхности 25 микрон, она достаточна для эффективной работы на всех волнах, длиннее 300 микрон.
Пространственное разрешение самых лучших интерферометров миллиметрового диапазона на сегодняшний день составляет около 0.5 угловых секунды. Это более, чем на порядок хуже, чем у VLA, самого большого радиоинтерферометра, работающего на сантиметровых волнах, или даже у больших оптических телескопов с адаптивной оптикой. Улучшение разрешения путем удаления телескопов друг от друга ограничивается плохой фазовой когерентностью в местах их расположения. ALMA может достичь разрешения лучше 20 миллисекунд, это сравнимо с дифракционным пределом 8 - метрового телескопа в видимой части спектра.
Так как современные интерферометры состоят из небольшого числа телескопов, картографирование ("imaging") требует большого динамического диапазона градаций яркости, т.е. достаточно большого соотношения сигнал-шум, чтобы наблюдать те же самые источники в различных конфигурациях. Для этого антенны движутся по рельсам, последовательно образуя нужные базы в течение всего времени наблюдений. Превосходное качество "моментального снимка", достижимое для VLA только в течение нескольких минут наблюдений, определяется большим числом базисных линий (351) этого инструмента. 1225 базисных линий ALMA обеспечивают высокий динамический диапазон и позволяют проводить предельно быстрое картографирование.

Наряду с непосредственным месторасположением телескопа на плато Chajnantor, так называемым Array Operation Site (AOS, см. рис. 3), где расположены телескопы и техническое здание с коррелятором, проект ALMA включает и другие важные компоненты.

Чтобы сократить до минимума работы на высокогорном плато, на высоте 2900 м, построен базовый лагерь, так называемый Operation Support Facility (OSF), где антенны собираются, тестируются и регулярно обслуживаются. Для доставки антенн из базового лагеря на плато и обратно проложена 43-километровая гравийная автострада, по которой движутся огромные специальные трейлеры (см. рис.4 ). Из нижнего лагеря проводятся и наблюдения. Здесь же организуются и научные работы, непосредственно связанные с наблюдательным процессом.

После наблюдений все данные передаются в офисы ALMA в Сантьяго де Чили, где наряду с администрацией располагается также архив с данными. Связующим звеном между проектом ALMA и астрономами Европы, Северной Америки и Дальнего Востока служат так называемые региональные центры ALMA (ARCs). В Европе такой центр запланирован при ESO (Garching), он будет усилен филиалами в шести других европейских странах.

Прежде, чем перейти к описанию возможностей ALMA, мы хотели бы представить APEX (Atacama Pathfinder Experiment). На этом 12-метровом телескопе для наблюдений в субмиллиметровом диапазоне уже сегодня можно проводить исследования, которые можно затем продолжить и уточнить с высоким пространственным разрешением на ALMA.
APEX эксплуатируется совместно Обществом Макса Планка, ESO и шведской Космической Обсерваторией Онсала под руководством Института радиоастрономии им. Макса Планка (Бонн). Телескоп (рис.5) расположен в том же месте, где и сооружается ALMA.

Наблюдения теплового излучения холодной пыли в континууме представляют оптимальный вариант изучения самых ранних стадий звездообразования в Млечном пути. Хотя в последние годы и наблюдались отдельные молекулярные облака с помощью новых болометров и болометрических камер, но пока нет полных карт холодной пыли.
А такое картографирование крайне необходимо для изучения возникновения массивных звезд. Фаза возникновения таких звезд намного короче, чем аналогичных звезд с малой массой, поэтому для наблюдений доступны только редкие случаи. И определить ранние фазы звездообразования массивных звезд чрезвычайно трудно - это удается только с помощью систематических обзоров. Понять же природу возникновения массивных звезд для многих отраслей астрономии очень важно, так как в течение всей их жизни, пусть даже очень короткой, они тесно взаимодействуют с окружающей межзвездной средой и отражают таким образом всю картину процессов во всей галактике.

Фрагмент из уже полученной карты Млечного пути показан на рисунке 6. Наряду с многочисленными компактными источниками различной яркости видны и более слабые протяженные эмиссионные области, а также ряд пятен размерами до нескольких градусов. Отдельные компактные источники - это уплотнения в молекулярных облаках, в которых или уже возникли звезды, или есть сырой материал, из которого в будущем образуются звезды и звездные скопления. Эти сгустки обычно размерами в несколько световых лет, а их массы в среднем несколько сотен солнечных масс. Часто эти сгустки, связанные пятнами, образуют более протяженные области. Полный обзор будет содержать порядка нескольких десятков тысяч холодных пылевых источников и дать богатый статистический материал для изучения возникновения массивных звезд и звездных скоплений. Многие из этих новых источников станут интересными объектами для последующего исследования их с большим разрешением на интерферометре ALMA.

Одним из интереснейших открытий субмиллиметровой астрономии было несомненное доказательство субмиллиметрового реликтового излучения, которое, в свою очередь, аналогично рентгеновскому фону, сводится к дискретным источникам на больших космологических расстояниях. Это излучение дат огромные массы теплой пыли. Так как пыль разогревается горячими массивными и потому короткоживущими звездами, ее тепловое излучение является прямым показателем активности зарождения звезд в источнике. Наблюдение статистически существенного числа таких источников показало, что все оценки коэффициента звездообразования в ранней Вселенной, основывавшиеся только на оптических данных, например Hubble Deep Field (HDF), оказались сильно заниженными.
В течение последних лет снятие карт ограниченных областей неба с новыми мультиэлементными болометрическими камерами, как SCUBA на телескопе James Clerk-Maxwell на Mauna Kea и с нашей Max Planck Millimeter Bolometer Array (MAMBO) на 30-метровом телескопе IRAM привело к открытию нескольких десятков источников.
Скорее всего, это сверхсветящиеся инфракрасные галактики с большими красными смещениями (z>1), их инфракрасная светимость во много раз больше, чем, например, у типичной галактики Arp 220. Новая болометрическая камера LABOCA телескопа APEX идеально подходит для картографирования больших областей с высокой чувствительностью. Тем самым еще более улучшается статистика для субмиллиметровых галактик. Кроме того, такие наблюдения подготавливают почву для детального изучения этих источников на инструменте ALMA.
Этими наблюдательными программами APEX также подтверждает название первопроходца: он уже открыл и еще откроет новые астрономические объекты, которые в следующем десятилетии будет детально исследовать ALMA.

Обладая великолепными чувствительностью и разрешением, ALMA сможет провести новаторские исследования практически во всех областях астрофизики. Максимальная научная достоверность наблюдения достигается в случае, когда на всех длинах волн, которые излучает изучаемый объект, можно получить еще и сравнимое пространственное разрешение. На субмиллиметрах по разрешению ALMA приближается к большим оптическим телескопам, поэтому комплексное использование ALMA и оптического телескопа VLT, расположенного всего в нескольких сотнях километров на Cerro Paranal (см. рис. 2), будет иметь решающее значение.
ALMA будет давать ответы на многие нерешенные вопросы из самых разных областей астрономии, от нашей Солнечной системы до космологии. Несмотря на то, что ALMA, в первую очередь, предназначена для картографирования больших площадей, мы взяли примеры, демонстрирующие ее отличную чувствительность по точечным источникам, т.е. таким объектам, которые разрешаются всего на несколько десятков элементов. В субмиллиметровом диапазоне время наблюдений, необходимое для достижения заданной точности измерений, зависит от качества приемников, но в большей степени - от погодных условий, особенно от содержания водяного пара в атмосфере. Для приводимых ниже оценок мы берем условия, которые преобладают на плато Chajnantor более половины времени наблюдений.

Некоторое время назад по результатам новых наземных наблюдений кардинально изменились наши взгляды на систему Плутон-Харон. В атмосфере Плутона обнаружен метан (СН4) и другие тяжелые газы, как, например, азот. Кроме того, удалось составить карты альбедо системы с пространственным разрешением (рис. 7). Эти карты получены по результатам, снятым во время обоюдных затмений системы Плутон-Харон. Прямые наблюдения с космического телескопа Хаббла позволили позже определить диаметр обоих тел и подтвердить распределение структур альбедо.

В диапазоне миллиметровых волн систему Плутон-Харон исследовал ранее Wilhelm Altenhoff с помощью 30-метрового телескопа IRAM. Эти наблюдения показали поразительно низкие яркостные температуры, вблизи равновесных. Фактическое же значение температуры важно для всех моделей атмосферы Плутона, так как температуры сублимации известных ее составных частей (CH₄, N₂ и CO) находятся под вопросом.
ALMA может напрямую снять карты температур поверхности Плутона. На волне 0.7 мм достаточно 1 часа наблюдений в 10-километровой конфигурации, чтобы разрешить поверхности Плутона и Харона и составить карты температурного распределения с точностью до долей градуса Кельвина. Кроме этого, можно пронаблюдать в субмиллиметровом диапазоне многочисленные объекты пояса Койпера и - совместно с оптическими данными - определить их диаметр.

Для прямых наблюдений планет вне Солнечной системы в видимом диапазоне самым большим препятствием является огромный контраст яркости между звездой и и планетой. Этот перепад яркостей в субмиллиметровом диапазоне существенно ниже. И разрешение инструмента ALMA достаточно, чтобы отделить ближайшие планеты, аналогичные "горячему" Юпитеру, от их звезд. Проблема опять-таки в крохотной яркости этих планет. Поэтому для близлежащих систем время наблюдений растягивается на много дней. Обещают успех наблюдения планет во время их возникновения в протозвездных аккреционных дисках.

Наблюдения на космическом телескопе Хаббла дали в последние годы сенсационные снимки аккреционных дисков, у молодых, только что образовавшихся звезд. Но чтобы точно представлять, как в этих дисках частички пыли вырастают до образования так называемых планетозималей (это твердые тела размерами до нескольких километров), необходимы измерения на субмиллиметрах с высоким пространственным разрешением, которые можно провести только на интерферометре ALMA.
Излучение пыли и молекулярных линий в протозвездных дисках уже сегодня можно наблюдать на миллиметровых интерферометрах. Между тем эти исследования ограничиваются внешними областями аккреционных дисков и небольшим числом молекул. ALMA позволит пронаблюдать термические, химические и плотные структуры этих дисков вплоть до внутренних частей планетообразующих областей.
Одной из самых захватывающих возможностей ALMA могло бы стать наблюдение прямого взаимодействия формирующейся планеты с аккреционным диском. Картинка на рис.8 показывает моделирование, при котором юпитероподобная планета возникает на таком расстоянии от протозвезды, на котором Юпитер находится от Солнца. Влияние протопланеты проявляется в образовании выемок и спиральных волн в диске. ALMA должна видеть этот эффект в дисках на расстоянии до 300 световых лет.

Рис. 8. Цифровая симуляция наблюдений ALMA показывает околозвездный аккреционный диск, в котором образуется юпитероподобная планета массой в пять масс Юпитера. Картинка показывает диск на расстоянии 150 миллионов световых лет.

Звезды образуются посредством коллапса молекулярных облаков под влиянием гравитации. Во время такого сжатия уже небольшой начальный вращательный импульс приводит к уплощению ядра молекулярного облака и образованию вращающегося аккреционного диска в экваториальной плоскости системы. Из-за трения в плотном диске вращательный импульс передается наружу, так что новая материя проникает внутрь ядра и собирается на растущей протозвезде.
Поразительным образом замечено уже давно при радиоастрономических наблюдениях звездообразований, что дополнительно и газ стекает с полюсов, предположительно под воздействием магнитных полей. Эти молекулярные потоки вызывают высокоэнергетичные джеты, быстрые и сильно коллимированные потоки, которые испускают протозвезды в направлении обоих полюсов (рис.9.). Изучение этих объектов поможет непосредственно получить информацию об аккреционных процессах на более мелких масштабах и исследовать влияние джетов на окружающие молекулярные облака.

Рис. 9. На этой карте, полученной с помощью интерферометра IRAM на Плато де Бур, показаны эмиссионные линии биполярного молекулярного потока молодой звезды, причем на левом снимке представлен медленный, на правом - быстрый компонент. Видно, что быстрый газ сильнее коллимирует к полярной оси, чем медленный. Красные контуры показывают излучение околозвездного пылевого диска.

На поздних стадиях развития звезды, подобные Солнцу, становятся Красными гигантами. Так как ускорение свободного падения на поверхности Красного гиганта мало, он непрерывно теряет вещество, а из-за низких температур (от 2000 до 3000К) в этом "звездном ветре" тотчас же образуются простые молекулы. На большом расстоянии, когда температура падает ниже 1500 К, молекулы конденсируются на пылевых сгустках. Последние из-за большого давления излучения Красного гиганта ускоряются и захватывают с собой посредством трения несконденсированные молекулы.
Из-за этого Красные гиганты теряют от 10^-8 до 10^-6 , Сверхгиганты до 10^-4 солнечных масс в год. (Для сравнения: наше Солнце, которое станет Красным гигантом только через 5 миллиардов лет, теряет в год в форме "солнечного ветра" около 10^-14 своей массы ежегодно.) Частички пыли и молекулы, рождающиеся в этих околозвездных оболочках, - это важная часть возврата вещества из звезд обратно в межзвездную среду, из которой они и возникли.
Наблюдения на миллиметровых интерферометрах дали подробные картины распределения эмиссии многочисленных молекул во внешних оболочках таких звезд, удаленных на расстояния от сотен до тысяч звездных радиусов (рис.10).

Рис. 10. Интерферометр IRAM на Плато де Бур снял карту молекулярной оболочки звезды TT Cigni. В свете спектральной линии окиси углерода в сечении появляется тонкая оболочка, образованная эпизодически меняющейся потерей массы.

Последние результаты такого высокого качества, что весьма интересно сравнить их с современными химическими моделями, учитывающими наряду с начальными условиями, определяемыми звездными атмосферами, еще и заметное влияние ультрафиолетовых межзвездных полей излучения. Высокое пространственное разрешение и отличная чувствительность инструмента ALMA позволят детально изучить внутренние области околозвездных оболочек. На нем можно также разрешить субмиллиметровые фотосферы ближайших звезд и измерить их температурное распределение. Посредством наблюдения сильно возбужденных спектральных линий многих молекул можно определить профили распределения температур по всей горячей (Т > 1000K) внутренней оболочке, которые в настоящее время доступны только по данным ИК абсорбционных линий и мазерным линиям в радио - и субмиллиметровом диапазонах (рис.11).

Рис. 11. Так устроена самая внутренняя оболочка Красного гиганта: если здесь однажды образуется пыль, то она под давлением излучения звезды ускоряется наружу и захватывает с собой молекулы. Такие околозвездные оболочки из пыли и молекул в сто раз больше, чем показано на рисунке. Учтено, что максимальное разрешение ALMA соответствует примерно половине радиуса звезды!

ALMA будет поставлять прямую информацию с таких пространственных масштабов, на которых рефрактерные молекулы конденсируются в сгустки пыли, и тем самым позволит получить новые фундаментальные знания об обеднении элементов и процессах возникновения пыли.

При описании научных направлений APEXa мы уже дискутировали о значении поиска галактик в ранней Вселенной по их субмиллиметровому излучению. Большие болометрические камеры на отдельных телескопах хотя и не проигрывают в чувствительности интерферометру ALMA, но их относительно слабое пространственное разрешение имеет решающий недостаток: в субмиллиметровом диапазоне быстро достигается граница "путаницы" (Confusion). Это значит, что галактики так плотно расположены на небе, что больше не разрешаются на отдельные источники. Здесь ALMA поможет ответить на важные вопросы по звездообразованию в ранней Вселенной.
Даже в самой компактной конфигурации ALMA может разрешать площадки, в сто раз меньшие, чем может разрешать отдельный телескоп. Соответственно намного глубже лежит для ALMA и граница Confusion. У единичных интерферометров при измерении кросс-корреляций имеется проблема стабильности при больших временах интегрирования, с которой приходится бороться. ALMA на больших временах интегрирования позволит наблюдать гораздо более слабые галактики из субмиллиметровой популяции, что существенно ценнее, чем предельно сильные источники, доступные в настоящее время.
Кроме того, с помощью ALMA станет возможным пространственно разрешить галактики, открытые по их излучению на субмиллиметрах. Новейшие результаты наблюдений на интерферометре IRAM уже сегодня показали перспективность таких исследований, которые разрешают изображения и спектры объектов с большой светимостью на многие, отстоящие друг от друга всего на несколько угловых секунд сталкивающиеся галактики.

Наблюдения на интерферометре ALMA могут дополнить результаты целого ряда других, будущих обсерваторий: В 2009 году успешно стартовала европейская миссия ГЕРШЕЛЬ (см. ПЛАНК и ГЕРШЕЛЬ). Со своим зеркалом диаметром в 3.5 м Гершель стал самым большим телескопом, работающим в космосе. Кроме того, это единственный телескоп, работающий в диапазонах от субмиллиметрового до далекого инфракрасного. Он может исследовать молекулы, трудно наблюдаемые с Земли, например, воды. Тем не менее, пространственное разрешение ГЕРШЕЛЯ ограничено в лучшем случае 4 секундами дуги. Тогда ALMA может исследовать внутренние структуры объектов, наблюдавшихся ГЕРШЕЛЕМ.
В кооперации между NASA и Германским центром воздушного и космического сообщения будет запущена стратосферная обсерватория для ИК астрономии (SOFIA). Она базируется на переоснащенном пассажирском лайнере Боинг-747, на его борту с высоты более 12 тыс. м будут вестись наблюдения с ИК телескопом диаметром 2.7 м. Эта летающая ИК обсерватория начнет наблюдать в 2010 году. И здесь ALMA могла бы провести совместные исследования с высоким разрешением.
Расширение Very Large Array (VLA), успешно работающей уже много лет, до Expanded Very Large Array (EVLA), означает практически новую обсерваторию для интерферометрии в сантиметровом диапазоне, которая далеко превзойдет современные возможности VLA. Ее чувствительность возрастет во много раз, а пространственное разрешение будет как у ALMA. Оба инструмента по диапазонам дополняют друг друга: в то время как ALMA будет наблюдать прежде всего тепловое излучение пыли в сплошном спектре, EVLA будет изучать преимущественно излучение ионизированных областей и синхротронное излучение. Но при решении многих астрономических проблем именно сумма информации обо всех этих процессах ведет к их полноценному физическому пониманию, так что обе эти обсерватории прекрасно дополняют друг друга.

В последние годы проект ALMA сделал огромные шаги вперед, так что первые наблюдения на этом инструменте возвращаются в обозримое будущее. Прототипы антенн "ALMA Test Facility" в Нью-Мехико проверены и уже дают первые интерферометрические спектры (рис.12).

Рис. 12. Прототипы антенн ALMA в Нью-Мехико сняли этот первый интерферометрический спектр. На нем показаны линии сложных молекул в массивной области звездообразования туманности Ориона.

Готовые антенны поставляются: Северо-американские и европейские партнеры поставили 25 антенн от Vertex RSI и европейского консорциума AEM и заключили договоры на дальнейшие 32. Многие антенны от Vertex уже доставлены, первая была передана в декабре 2008 года официально для проекта ALMA. И японцы поставили свою часть антенн: четыре 12- метровые антенны уже в Чили и там тестируются.
Техническое здание на плато уже построено, и в нем уже смонтирована часть корреляторов. Для телескопов на высокогорье подготовлена часть фундаментов, а специальные поезда для доставки антенн уже испытываются. Есть прогресс и в создании приемных систем. Для полного перекрытия частотного диапазона от 84 до 950 ГГц требуется 8 различных типов приемников. Шесть из них уже строятся, по меньшей мере, три скоро будут готовы для проб.

• 2007: первые интерферометрические тесты в Нью-Мехико.
• 2009: ввод в строй и тестирование первых антенн на плато.
• 2009: первые интерферометрические тесты на плато.
• 2010: объявление о первых заявках на наблюдения.
• 2011: первые наблюдения с частью антенн (минимум 16).
• 2013: все антенны установлены, начало регулярных научных программ.

Ученые замерли в ожидании. В последние годы состоялись многочисленные научные конференции, на которых обсуждались и планировались исследовательские проекты для ALMA. Эта фаза постепенно проходит, и уже в следующем году ученые всего мира должны быть готовы представить конкретные наблюдательные проекты из самых различных областей астрономии. Эти проекты пройдут затем пристальный технический и научный конкурс, и лучшие из них будут отобраны для наблюдений в 2011 году. Мы уверены, что с этих шагов начнется новая эра в астрономии.

• 1. Beuther,H. Das Submillimeter Array auf dem Mauna Kea. In: Sterne und Weltraum 3/2004, 36-41.
• 2. Dahlem,M., Brinks,E. Radiobeobachtungen. Welches Instrument fur welche anwendung? Teil1, Einzelteleskope. In: SuW 5/1994, 350-357. Teil2, Interferometer. SuW6/1994, 446-452. Teil3, Strahlungsprozesse. SuW 7/1994, 524-531. Teil4, Messtechniken. SuW 10/1994, 692-702.
• 3 .Neumann, M. APEX- das Atacama Pathfinder Experiment. SuW 10/2005, 38-46.

Разрешающая способность телескопа зависит от его диаметра и длины волны принимаемого излучения: = 1.2 /D
Здесь - угловое разрешение, - длина волны и D - диаметр телескопа. Так, например, для единичного телескопа ALMA диаметром 12 м на длине волны 850 мкм получается угловое разрешение 18 секунд дуги. Так как намного большие телескопы с необходимой для субмиллиметрового диапазона волн точностью поверхности не могут быть построены, а многие астрономические задачи требуют гораздо более высокого разрешения, вместо отдельных телескопов строят так называемые интерферометры со все более значительными площадями поверхности.
Интерферометр комбинирует измеренные сигналы от многих отдельных телескопов и с их помощью рассчитывает изображение, угловое разрешение которого соответствует разрешению отдельного телескопа величиной, равной расстоянию между отдельными телескопами. Предположим, мы имеем только два маленьких телескопа, а хотим достичь разрешения телескопа величиной с футбольное поле. С двумя этими телескопами мы можем последовательно реализовать все относительные расстояния (базисные линии), лежащие внутри такого поля. В каждой такой конфигурации оба телескопа будут наводиться на радиоисточник. Принимаемые от обеих антенн сигналы складываются. Возникают интерференционные картинки, аналогичные получаемым с помощью лазера в видимом диапазоне при прохождении двойной щели (рис. A).

Рис. A. Сигнал точечного источника в зависимости от разности времен прохождения от обоих суммирующихся частичных сигналов или подавляется, или усиливается; возникает синусоидальная интерференционная картина, характеризующаяся минимальным и максимальным значением интенсивности.
Эта картинка характеризуется контрастом, так называемой видимостью V. Для картины с максимальной I_max и минимальной I_min интенсивностью справедливо выражение: V = (I_max - I_min)/(I_max+ I_min) По измеренной видимости можно рассчитать распределение интенсивности по источнику. Для этого нужно отнаблюдать как можно больше таких интерференционных картинок и получить их видимость. Поэтому к наблюдениям подключают не два, а как можно большее число радиотелескопов. При N_a отдельных телескопов можно получить одновременно N_b базисных линий: N_b = 1/2[N_a(N_a- 1)] Эти базисные линии изменяются по отношению к наблюдаемому небесному объекту еще и из-за вращения Земли. Точность изображения, полученного интерферометром, зависит, таким образом, от числа антенн и времени наблюдения.
Чувствительность интерферометра определяется его суммарной собирающей поверхностью. По сравнению с Субмиллиметровой решеткой на Мауна Кея (Гавайские острова) чувствительность телескопа ALMA в 30 раз выше. Разрешающая способность из-за большого разноса пар телескопов в интерферометре может достигать в зависимости от длины волны от 5 до 34 тысячных угловой секунды (Рис. Б).

Рис. Б. Разрешающая способность двух телескопов, подключенных по схеме интерферометра, равна разрешающей способности виртуального телескопа такого размера, как расстояние между отдельными телескопами.