많은 안테나가 하나의 관측계로
ALMA는 지름 12미터 안테나 54기와 7미터 안테나 12기로 구성된다. 각 안테나에서 받은 신호를 결합하는 간섭계 방식이다. 접시 하나의 지름과 안테나 사이 거리는 다른 수치이므로 전체 배열 폭을 하나의 거대한 접시 면적으로 해석하면 안 된다.
배치를 바꾸는 이유
안테나 배치에 따라 최대 간격은 약 150미터에서 16킬로미터까지 달라질 수 있다. 더 멀리 떨어진 안테나의 신호를 결합하면 더 작은 각도 구조를 구분하는 데 유리하다. 어떤 공간 규모를 연구하는지에 맞춰 배열을 선택하는 것이 중요하다.
높고 건조한 관측 장소
밀리미터 및 서브밀리미터파 신호는 지구 대기의 수증기에 흡수된다. ALMA가 약 5000미터 높이의 건조한 고원에 자리한 이유다. 천체의 신호가 약하다는 문제뿐 아니라 관측소 위 대기가 신호를 얼마나 통과시키는지도 고려해야 한다.
차가운 우주가 드러내는 모습
가시광선에서 먼지에 가려진 분자 구름은 이 파장 영역에서 중요한 관측 대상이 된다. ALMA는 별과 행성의 형성 및 먼 은하의 가스와 먼지를 연구한다. 2011년 일부 배열로 관측을 시작한 뒤 2013년 공식 개소하여 국제 협력으로 운영되었다.