1. ALMA
Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array

2.  El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array(ALMA), asociación
internacional fundada en 1999
 Participan Europa, Norteamérica y Asia del Este en colaboración con la República
de Chile y se encuentra evaluado en costes de unos 1000 millones de euros
aproximadamente
 ALMA fusión de tres proyectos:
MMA Observatorio Radio Astronómico Nacional (NRAO) EEUU
LMA Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ) JAPON
LSA Observatorio Europeo Austral (ESO) EUROPA
 La obra civil comenzó en 2003 y actualmente se encuentra en período de pruebas
para obtener las primeras imágenes y conclusiones de las observaciones
conseguidas durante el segundo semestre de 2011 y estar plenamente operativo
en 2012.

3. Ubicación
 Son 64 antenas parabólicas de 12m de diámetro en un área de 15x15 km en la llanura
de Chajnantor, a 5000 m de altitud, en el desierto de Atacama ,Chile.
 ¿porqué en Atacama?
-Debido a su sequedad, gran altitud, la cobertura de nubes casi inexistente, y la
escasez de contaminación lumínica e interferencia de radio de las ciudades. Las ondas
de radio penetran el gas y polvo en el espacio, y pueden atravesar la atmósfera de la
Tierra con poca distorsión
-Hay muchos objetos importantes y únicos en el cielo austral, incluyendo el centro de
la galaxia y las Nubes Grande y Pequeña de Magallanes

4. Cómo funciona
 Captar una misma señal por dos o más antenas para obtener una mayor precisión y
resolución en la lectura de información recibida (Interferometría)
 La pureza de la señal depende también de los fenómenos atmosféricos como la
absorción, desvíos por las moléculas presentes en el ambiente, meteorología, y
fenómenos climáticos que desvían de la realidad a la señal emitida.
PROCESO
1. Front End (recepción, amplificación, conversión y digitalización de la señal)
2. Enfriado por criogenización a 4K donde se reduce su frecuencia
3. Back End (sistema nervioso de ALMA, transmisor de señales)
4. Después de transmisión de la señal por fibra óptica hasta el edificio central, el
correlacionador combina la señal de todas las antenas

5. Aplicación científica de ALMA
Ciclo 0 (Early Science)
 Ciencia Inicial (Early Science) será proporcionar resultados útiles aunque aún limitados
pero suficientes a la comunidad astronómica y facilitar la caracterización en curso de los
sistemas e instrumentos de ALMA a medida que crecen las funcionalidades del conjunto
 16 antenas de 12 m, receptores de banda 3, 6, 7 y 9 (3, 1.3, 0.8 y 0.45 mm), líneas de base
de hasta 125m en su configuración compacta y de hasta 400m en la extendida
 El Ciclo 0 debería prolongarse por nueve meses y se prevén entre 500 y 700 horas de
observación disponibles para los proyectos de Ciencia Inicial.

6. Ejemplo de observación
 Podemos apreciar las distintas recogidas de datos de diferentes modelos de fuentes según la
herramienta utilizada y su tiempo de exposición, bien Early Science, bien Full Science.
 La primera y segunda fila son modelos de fuentes puntuales que como se puede observar tienen
resultados parecidos para Early Science en exposición de 10m y 4h tanto como para Full Science en
los mismos períodos de tiempo. El tercer modelo es una fuente extensa, la imagen de Albert Einstein,
que se mejora notablemente en su percepción con la herramienta completa dando una alta calidad de
precisión en la imagen demostrando una gran habilidad en observaciones para estructuras
complejas.

7. Mayor profundidad que Hubble
Alma recoge 80% de galaxias en altos z

8. Objetivos de estudio de ALMA
 Obtener imágenes de emisión del continuo de polvo desplazado al rojo de galaxias en desarrollo
en épocas de formación tan tempranas como z = 10.
 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;
 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;
 Resolver espacialmente las fotosferas y cromosferas de estrellas gigantes y supergigantes
situadas dentro de una distancia de unos cuantos cientos de parsecs;
 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 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;
 Revelar cronología de los procesos nucleares estelares invisibles;
 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;
 Obtener imágenes de regiones solares activas e investigar la física de la aceleración de partículas
en la superficie del Sol.

9. Un objeto a estudio: Cinemática y distribución del gas molecular
en galaxias con brotes de formación estelar NGC 3256
 Situada en la constelación de Géminis, tiene una luminosidad de 1011.56Lo a una
distancia de 35.4 Mpc, lo que hace que sea la galaxia más luminosa para una z=0.01
 Su gran luminosidad (starbust) emite la mayoría por los cientos de cúmulos
jóvenes y brillantes que alberga en el centro. Es de las primeras galaxias con
inusual intensidad radio de 13CO y 12CO
 Es probable que la galaxia tenga una fusión incompleta de dos núcleos (5’’ u 850
pc)
 Las observaciones actuales tienen estudiada la distribución cinemática y física del
gas molecular y el polvo que rodea el ambiente de la fusión estelar, con una
resolución de 1’’ y una máxima línea de base de 400m.
Imágenes de la galaxia, tomadas en el óptico en IR cercano,
cuya intensidad se muestra a escala logarítmica.

10. Distribución espacial de gas y polvo en
NGC 3256
 Las emisiones de 12CO se encuentran altamente concentradas en el centro
galáctico. Como se puede ver en las figuras (Sakamoto et Al (2006 Aplj 744,
262)) a distintas escalas de resolución, el pico central se alarga de N a S
conectando con el núcleo doble.
 La distribución de gas se extiende alrededor de unos 3kpc según los datos pero
se sabe que es extensible más allá del campo de visión.
La alta resolución, muestra los picos de gas compacto cerca o alrededor de los núcleos N
y S, apreciándose que el pico S es más compacto que el N

11.  El campo de velocidades, muestra un patrón tipo araña típico de las galaxias
espirales. La cinemática del eje mayor se encuentra en una posición de 90º apx
con respecto al núcleo doble y 70º con respecto a las regiones exteriores.
 El sentido del eje de rotación coincide con el de HI, al este se desplaza hacia el
rojo y hacia el oeste se desplaza al azul. Aproximadamente la velocidad en los
contornos es de 10-25 kms-1.

12. Conclusiones del estudio
1. Gran disco de gas molecular con radio 3kpc y alta concentración hacia el
núcleo doble, cuyo campo de velocidad sugiere rotación en torno a un punto
entre ambos. La mayoría del gas se fusionó e instaló en disco principal a 1-
1,5kpc como mucho
2. 1er kpc central, picos de gas molecular cerca de cada uno de los dos núcleos y
fuerte gradiente de velocidad a través de cada núcleo. La masa dinámica de
cada uno es de 109 millones Mo en un radio de 170 pc.
3. Alta velocidad de gas molecular de 107Mo en centro galáctico, apx 400 kms-
1, siendo la Vmáx de la galaxia 2 veces mayor a la de la rotación del disco de
gas.
4. Las observaciones de 12CO (2-1) y 13CO (2-1) y C18O (2-1) dan medidas exactas
de intensidad entre las líneas. Y el cociente entre las líneas 12CO/13CO en la
transición J=2-1 en el núcleo es mayor a este mismo en la VL y galaxias

13. Estudio de ALMA
 Observar más de cerca todas sus características y propiedades, tanto
morfológicas, como físicas y químicas, con resolución de 0,68’’ y
línea de base 400 m. Receptor principal: Banda 6 (230 GHz)
 Cartografiar la intensidad y la cinemática de las líneas de emisión del
12
CO y 13CO.
 Método: mosaico hexagonal e imágenes resultantes más débiles
7,6 h para observar 13CO en el plano central del mosaico a
0.02K
47 min para observar 12CO a 0.23K y 5,5h a pleno rendimiento
para mosaico total
 La radiación en longitudes de onda milimétricas no está afectada
por la extinción del polvo , luego ALMA creará un diagnóstico muy
útil para averiguar lo que ocultan las grandes concentraciones de
materia propia de estas galaxias.

14. ¡GRACIAS!