A.L.M.A. (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)

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La puissance d'A.L.M.A.

Après un semestre de tests intensifs de vérification, le premier cycle d'observations scientifiques débuta en septembre 2011, tandis que chaque mois de nouvelles antennes complétaient l'instrument : la dernière des 66 antennes a été mise en service en 2013. Les antennes, pesant plus de 100 tonnes, sont mobiles sur le plateau de Chajnantor, ce qui permet d'optimiser la configuration du télescope synthétisé qu'elles forment conjointement pour tel ou tel type d'observation.

A.L.M.A.

Photographie : A.L.M.A.

Pour sa première image officielle (en haut à droite de cette image composite), A.L.M.A. a visé la région centrale des Antennes (NGC 4038-4039), un magnifique objet résultant de l'interaction de deux galaxies. A.L.M.A. a dévoilé, avec un niveau de détail jamais atteint aux longueurs... 

Crédits : NRAO/ AUI/ NSF/ HST/ NASA/ ALMA

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La puissance scientifique d'A.L.M.A., qui peut observer le ciel jour et nuit, tient au domaine spectral millimétrique et submillimétrique qu'il couvre avec une très grande sensibilité. La surface totale des télescopes est équivalente à celle d'un télescope de 91 mètres de diamètre, avec une résolution angulaire – qui peut atteindre 5 millièmes de seconde d'arc dans le domaine submillimétrique – et une capacité spectroscopique excellentes. Le signal électromagnétique reçu par chaque antenne y subit un changement de fréquence, puis module un signal optique qui est alors transmis par fibre à la station centrale. Un ordinateur, appelé corrélateur numérique, forme le cœur de celle-ci. Recevant les signaux des 66 antennes, le corrélateur peut former autant de paires d'antennes qu'il est possible et calculer, pour chacune de ces paires, l'autocorrélation du signal astronomique. L'ensemble de ces calculs fournit alors l'équivalent d'une transformée de Fourier de l'image de la source astronomique, avec une résolution d'autant plus grande que les paires utilisées couplent des antennes plus distantes l'une de l'autre. L'image en découle aussitôt par inversion de Fourier. Un découpage du signal en fréquences constitutives permet d'obtenir la capacité spectroscopique recherchée.

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Le Llano de Chajnantor et le site d'A.L.M.A.

Le Llano de Chajnantor et le site d'A.L.M.A.
Crédits : C. Padilla/ NRAO/ NAOJ/ ESO/ ALMA

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A.L.M.A.

A.L.M.A.
Crédits : NRAO/ AUI/ NSF/ HST/ NASA/ ALMA

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A.L.M.A. et la Voie lactée

A.L.M.A. et la Voie lactée
Crédits : C. Padilla/ NRAO/ NAOJ/ ESO/ ALMA

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L'étoile brillante Fomalhaut (alpha Poisson austral)

L'étoile brillante Fomalhaut (alpha Poisson austral)
Crédits : NRAO/ NAOJ/ ESO/ ALMA

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Écrit par :

  • : professeur émérite de l'université Paris-VII-Denis-Diderot, membre de l'Académie des sciences

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Pour citer l’article

Pierre LÉNA, « A.L.M.A. (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 23 juin 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/atacama-large-millimeter-submillimeter-array/