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[ Chile ] Centro Mundial de la Astronomía [ALMA][VTL][E-ELT

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[A.L.M.A – VTL – ELT] – VERSION ACTUALIZADA + PUBLICACIONES

Chile Obtiene entre 10% y 30% de los Tiempos de observación de los proyectos llevados a cabo en territorio nacional, Ademas de Nacionales lo cual permite que Chile sea de las naciones con mayor disponibilidad de tiempos de observación a nivel mundial, debido que el resto del tiempo se reparte entre Europa, Japon y USA dependiendo del proyecto.

Sintesis de Algunos Contratos con la ESO:http://www.conicyt.cl/documentos/Fichasobservatorios.pdf

Si Deseas postular tu proyecto o algún proyecto y financiamiento haciendo uso del tiempo Chileno puedes postular Aquí: http://www.conicyt.cl/astronomia/

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[ALMA – Atacama Large Millimeter/submillimeter Array]

Costo: 1000 millones de euros – 56‐2‐755‐0107


El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), una asociación internacional entre Europa, Norteamérica y Asia del Este en colaboración con la República de Chile, es el mayor proyecto astronómico del mundo.1 2 Se trata de un interferómetro revolucionario que comprende un conjunto de 66 antenas (antenas también llamadas: reflectores o radiotelescopios cuando es de una única antena) de 7 y 12 metros de diámetro destinados a observar longitudes de onda milimétricas y submilimétricas. El proyecto fue construido en el llano de Chajnantor, a 5058,7 m de altitud, en el desierto de Atacama, en la zona norte de Chile. Con un coste de más de 1000 millones de euros, es el mayor y más caro radiotelescopio terrestre construido.

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Origenes del Proyecto A.L.M.A

ALMA nació de una fusión de ideas a partir de tres proyectos astronómicos: el Millimeter Array (MMA, ‘Conjunto Milimétrico’) de EE. UU., el Large Southern Array (LSA, ‘Gran Conjunto del Sur’) de Europa y el Large Millimeter Array (LMA, ‘Gran Conjunto Milimétrico’) de Japón. En 1997 se dio el gran paso cuando el Observatorio Europeo Austral (ESO, en su sigla en inglés) y el Observatorio Radio Astronómico Nacional (NRAO, en su sigla en inglés) acordaron dar inicio a un proyecto que combinara el MMA y el LSA en un único emprendimiento, que posteriormente se bautizaría como ALMA. El proyecto combinaba la sensibilidad del LSA con la cobertura de frecuencia y la altitud superior del MMA. ESO y NRAO trabajaron juntos en grupos técnicos, científicos y de gestión para definir y organizar un proyecto conjunto, sumando la participación de Canadá y España (que no formaba parte de ESO en la época).

A esta decisión siguió una serie de resoluciones y acuerdos, incluida la elección, en marzo de 1999, de “Atacama Large Millimeter Array” (ALMA), como nombre del proyecto. Estos esfuerzos culminaron en la firma del acuerdo que instituyó ALMA el 25 de febrero de 2003 entre partes norteamericanas y europeas. Tras varios años de negociación, el Proyecto ALMA recibió una propuesta del Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ, en su sigla en inglés) para proporcionar el Conjunto Compacto Atacama (ACA, en su sigla en inglés) y tres receptores de banda adicionales para el conjunto principal, ampliando así el Proyecto ALMA. Las negociaciones entre ALMA y NAOJ se tradujeron en la firma de un acuerdo de alto nivel el 14 de septiembre de 2004 que marcó la entrada oficial de Japón al Proyecto ALMA ampliado, llamado desde entonces Atacama Large Millimeter/submillimeter Array.

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Ubicacion – ¡Uno de los lugares más secos en la Tierra!

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.

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¿Cómo funciona ALMA?

En teoría, 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 ALMA pueden configurarse de distintas maneras, y las distancias máximas entre antenas pueden oscilar entre los 150 metros y los 16 kilómetros, lo que proporcionará a ALMA un potente “zoom” variable. Podrá sondear el universo a longitudes de onda milimétricas y submilimétricas con una sensibilidad y resolución sin precedentes, con una visión hasta diez veces más nítida que la del Telescopio Espacial Hubble, lo que permitirá complementar las imágenes obtenidas por el VLT.


Esquema del trayecto que sigue una señal astronómica captada por una antena de ALMA. En un primer momento, la señal es recibida por la antena, para luego pasar por el Front End, enfriado por criogenización a 4 Kelvin, donde se reduce su frecuencia. Luego la señal es digitalizada por el Back End y transmitida por fibra óptica hasta el edificio central, donde el correlacionador combina la señal de todas las antenas. ALMA es controlado desde el Centro de Operaciones (OSF, por su sigla en inglés), donde se recibe, procesa y almacena la información.

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Profundidad de Campo ALMA – Mejor que Telescopio Espacial Hubble

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La mayoría de las galaxias que serán detectadas en imágenes sensibles de ALMA tendrán grandes desplazamientos hacia el rojo (redshift). Esto está ilustrado en la fila superior que muestra el número de galaxias de redshift bajo (z<1.5) y redshift alto (z>1.5) esperado de la simulación de una observación profunda de ALMA. Aunque las galaxias de alto redshift están más distantes, mucho más de la emisión dominante del polvo caliente es desplazada al rojo hacia las bandas de frecuencia de ALMA.

La fila inferior muestra que con una imagen óptica, tal como la del Campo Profundo del Telescopio Espacial Hubble, la mayoría de las detecciones son de galaxias con z<1,5. En duro contraste a la imagen óptica, el 80% de las galaxias detectadas por ALMA estarán situadas a altos redshifts.

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Imagenes A.L.M.A



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