R a fa e l B a c h i l l er y Fra n c i s c o C o l o m er

¿Cómo se formó nuestro sistema planetario? ¿Cómo se forman las estrellas? ¿Cuál es el origen de las galaxias? Las respuestas a estas preguntas se encuentran enterradas, en gran medida, en las polvorientas nubes interestelares donde no pueden penetrar los telescopios ópticos. Sin embargo, las ondas radio milimétricas y submilimétricas sí que permiten el estudio de las regiones más profundas de las nubes densas que pueblan las regiones centrales y los brazos de las galaxias espirales. ALMA, el proyecto en construcción más ambicioso de la Astronomía actual, ha sido diseñado para dar respuesta a estas preguntas. Consiste en instalar un interferómetro de 66 antenas de altísima precisión en una meseta del desierto de Atacama (Chile) a 5.000 m de altitud que, siendo uno de los lugares más áridos de nuestro planeta, ha sido identificado por los astrónomos como uno de los mejores para la observación astronómica.

Rafael Bachiller García es doctor en Astrofísica, y Director del Observatorio Astronómico Nacional (Instituto Geográfico Nacional, Ministerio de Fomento). Francisco Colomer Sanmartín es doctor en Astrofísica, y astrónomo titular del Observatorio Astronómico Nacional. 26

Observaciones acumuladas hasta el presente demuestran que una buena parte de los procesos físicos que dominan la formación de planetas, estrellas y galaxias, así como la evolución temprana de todos estos objetos, suceden en un medio material a muy baja temperatura (típicamente entre 10 y 100 grados Kelvin). Este «universo frío» apenas emite radiación óptica, ni de frecuencias aún más altas (ultravioletas, rayos X, etc.). Sin embargo, esta materia fría sí que emite radiaciones en ondas milimétricas y submilimétricas (mm/submm para abreviar), esto es, emisión radio con longitud de onda comprendida entre unas decenas de micras y unos 10 milímetros.

Las estrellas son gigantescas factorías de elementos pesados. El carbono, el silicio y otros elementos forman a su vez pequeñas partículas sólidas: los granos de polvo. El polvo se eyecta al medio interestelar al final de la vida de las estrellas y allí, mezclado con gas molecular, actúa como una pantalla que nos impide ver las nuevas estrellas y los planetas que se forman en el seno de esas nubes. De la radiación emitida por los objetos oscurecidos (ya sean protoestrellas, protoplanetas o núcleos de galaxias externas) tan sólo las ondas mm/submm son capaces de escapar de la nube que los envuelve. Por lo tanto, tan sólo gracias a esas radiaciones es posible «ver» (observar) esos objetos en formación.

Por otro lado, la radiación propia del polvo interestelar tiene lugar en el mismo dominio mm/submm y lo mismo sucede con las moléculas que constituyen el gas de las nubes interestelares. El estudio de estas radiaciones proporciona el único medio de diagnóstico fiable sobre las condiciones físicas (densidad y temperatura) y la composición química del ámbito en que se forman las estrellas. Este mismo tipo de medidas es lo que permite estudiar las nubes de gas y polvo que envuelven los núcleos de las galaxias lejanas. Como en otros rangos del espectro electromagnético, la radiación mm/submm puede ser de dos tipos: radiación continua y líneas espectrales. El continuo mm/submm es una radiación similar a la de un cuerpo negro que tiene su máximo de emisión entre 100 micras y 1 mm y que se origina en el polvo interestelar. Estos fotones forman una radiación relativamente tenue y difusa, pero acaba contribuyendo con una gran densidad de energía tanto al fondo de la Vía Láctea como al del fondo extragaláctico. De hecho, los fotones submilimétricos son los más abundantes del Universo. Las líneas espectrales que se observan en el rango mm/submm se forman, preferentemente, en el gas molecular de las nubes interestelares y circunestelares. Las transiciones entre los niveles rotacionales más bajos de un gran número de moléculas (esto es, los fotones emitidos cuando una molécula en rotación frena su giro) tienen lugar en el dominio de las ondas milimétricas. Una línea espectral tiene una longitud de onda muy concreta, lo que hace de ella una «firma»

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Figura 1. Imagen artística del interferómetro ALMA. El grupo denso de antenas más a la izquierda de la imagen es el ALMA Compact Array o ACA. (ESO-ALMA Division)

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Figura 2. Localización del interferómetro ALMA en Atacama, cerca de las fronteras de Chile con Argentina y Bolivia. (Adaptado de ESO)

inequívoca de la presencia de la molécula correspondiente, como si de su huella dactilar se tratase. En el dominio mm/submm hay más de mil líneas espectrales conocidas. Este alto número de líneas espectrales, junto con las razones mencionadas antes, hacen del rango mm/submm el más apropiado para el estudio de las nubes interestelares, de sus objetos embebidos y, en resumen, de todo el «universo frío». Radiotelescopios e interferómetros Las observaciones en el rango mm/submm no son tarea fácil. Los radiotelescopios de ondas mm/submm son antenas parabólicas que han de tener una gran precisión en su superficie, y, por lo tanto, tienen serias limitaciones en su tamaño. Estos radiotelescopios (llamados «de antena única») tienen diámetros típicos

Figura 3. Vista de Chajnantor, en el desierto de Atacama, donde se está instalando ALMA, uno de los mejores lugares del planeta para la observación astronómica. (ESO) 28

entre 10 y 40 metros, lo que equivale a un poder de resolución espacial entre 30 y 8 segundos de arco ('') a 1 mm de longitud de onda, mucho menor de lo que consiguen los telescopios ópticos. Con este poder de resolución, el astrónomo no puede distinguir los detalles que desearía: por ejemplo, ver un disco gaseoso que puede estar formando planetas en torno a una estrella cercana. Hay que tener en cuenta que en las nubes moleculares masivas más cercanas (las de Taurus a unos 500 años luz de distancia), 8'' equivalen a más de 1.000 UA (Unidades Astronómicas), y no es posible por ello el distinguir detalles del tamaño de nuestro Sistema Solar (que tiene unas decenas de UA). La misma situación se da en la Astrofísica extragaláctica, pues aunque con los instrumentos actuales puede detectarse la radiación emitida por muchas de ellas, no es posible tener una idea mínimamente

detallada de sus regiones de formación estelar o de la estructura de sus regiones nucleares. Los interferómetros nacen para superar las limitaciones de las antenas. Un interferómetro es un conjunto de antenas relativamente pequeñas que trabajan al unísono para simular, a efectos de detalle o resolución angular, una antena única tan grande como la máxima distancia que separa a las antenas pequeñas individuales. Por ejemplo, el interferómetro del Instituto de Radioastronomía Milimétrica (IRAM) en el Plateau de Bure (Alpes franceses) está formado por seis antenas idénticas de 15 m de diámetro y que son móviles (van montadas sobre raíles). Situando las antenas en diferentes posiciones, que pueden distar hasta un kilómetro entre sí, es posible simular un radiotelescopio de 1 km de diámetro. Se obtiene así un poder de resolución en torno a 0,5'' (para 1 mm de longitud de onda), lo que significa 70 UA en las

interferómetro principal estará constituido por cincuenta antenas de 12 metros de diámetro (podrían llegar a ser hasta sesenta y cuatro) y de precisión altísima. Las antenas podrán ser distribuidas en configuraciones que van desde una compacta (con las antenas empaquetadas en un área de unos 150 metros de diámetro) hasta la más desplegada (con las antenas distribuidas en un área de unos 18 km). Para que el interferómetro pase de una configuración a otra, las antenas han de ser transportadas por un vehículo especial (el «transportador») desde una localización individual (estación) a otra. Al desplegar las antenas por la meseta, el interferómetro consigue un efecto de «zoom», es decir, va aumentando progresivamente su poder de resolución. El ACA es un conjunto de doce antenas de 7 metros de diámetro y cuatro antenas de 12 metros que estará situado en una región de tan sólo cincuenta metros de diámetro. Este conjunto

Figura 4. Prototipos de las antenas de ALMA, realizados por Alcatel (izquierda), Vertex (centro) y Mitsubishi (derecha). (ESO-ALMA Division)

nubes de Taurus. Así se puede empezar a estudiar sistemas planetarios en formación ¡pero se necesita aún más detalle! ALMA: antenas y sensibilidad El interferómetro ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) ha sido diseñado específicamente para obtener imágenes y espectros tanto del gas atómico y molecular como del polvo interestelar contenidos en nuestro Sistema Solar, en la Galaxia, en galaxias del universo local y hasta en las regiones más remotas del Universo conocido. ALMA tiene dos componentes principales: el interferómetro «principal» y el «compacto» (también conocido como ACA, Atacama Compact Array). El II Época / Nº 106

compacto de antenas sirve para las observaciones de gran campo de visión y que precisan alta fidelidad de imagen. Cada una de las antenas va equipada con una serie de diez receptores que debe cubrir de manera prácticamente continua todo el espectro entre 30 y 1.000 GHz, o sea, entre 7 y 0,3 mm de longitud de onda (sin embargo, en una primera fase sólo estarán disponibles seis de estos diez receptores). Por su altísima sensibilidad y estabilidad, estos receptores representan la tecnología actual de microondas más puntera. Están basados en las extraordinarias propiedades superconductoras de algunos materiales semiconductores (como el fosfuro de indio) y tienen la capacidad de discriminar la posible polarización 29

de la troposfera). En el caso de ALMA, estas inestabilidades en la fase se corregirán mediante la medida radiométrica del cielo en la banda del agua en torno a 183 GHz. Cada antena de ALMA va, por tanto, equipada con un receptor dedicado específicamente a este fin (un receptor adicional a los diez que tienen un fin puramente astronómico). Es decir, la señal recibida en cada una de las 66 antenas de ALMA será corregida para compensar por los desplazamientos en la fase que han sido ocasionados por la atmósfera en cada una de las 66 líneas de visión.

Figura 5. Izquierda: criostato de los receptores de las antenas de ALMA, que puede contener hasta diez cartuchos para diez bandas sucesivas de frecuencias. Derecha: cartucho con el receptor para la banda de frecuencias #9 (en torno a 700 GHz, o 0,4 mm de longitud de onda). (ESO)

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de la radiación permitiendo así medir los campos magnéticos y su estructura en los objetos emisores (ya sean protoestrellas, nubes interestelares, galaxias, etc.). Los datos recibidos en cada antena de un interferómetro están afectados por desplazamientos en la fase que se originan cuando la radiación atraviesa la atmósfera (el principal causante es el vapor de agua ALMA y la industria española La construcción de ALMA está permitiendo que España obtenga un buen aprovechamiento industrial en campos de alta tecnología, mediante la participación de empresas españolas en la fabricación de determinadas partes y componentes del interferómetro (antenas, receptores, equipos electrónicos, servos, control,...). Desde que España se unió al proyecto a finales de los años 90, el Centro para el Desarrollo Tecnológico Industrial (CDTI, Ministerio de Industria) ha venido promoviendo la participación de la industria nacional en ALMA. El proyecto fue presentado a empresas españolas en varias ocasiones y se celebraron varios «Industrial Briefing Day» en la sede principal de ESO (Munich, Alemania) con nutrida asistencia de empresas españolas. Algunas de estas empresas han participado y siguen participando en los concursos que convoca ESO para la ejecución de diferentes partes del proyecto. Entre las empresas que han ganado importantes concursos destacaremos a TTI Norte, encargada de fabricar varios centenares de amplificadores criogénicos siguiendo diseños del OAN, y a Asturfeito, responsable de la fabricación en acero de las bases y las horquillas de las 25 antenas con que contribuye Europa. En resumen, España está participando, desde sus mismos comienzos, en un proyecto científico internacional (más exactamente mundial) de extraordinaria importancia tecnológica e industrial; y lo está haciendo con todas las garantías de sacar el mayor aprovechamiento de las inversiones realizadas.

El observatorio más árido del planeta La atmósfera es una pantalla para las ondas mm/submm. La forma de evitar, en cierta medida, esa pantalla es instalando los instrumentos de observación en observatorios en alta montaña (¡o en el espacio cuando es posible!). Hasta el presente, el mejor observatorio para estas ondas es el de Mauna Kea, un pico volcánico de Hawai (EE.UU.) a 4.200 m de altitud. Sin embargo, ALMA requiere una meseta plana y extensa para poder repartir sus antenas por la superficie. Los Andes contienen varias mesetas que podrían cumplir las exigencias de ALMA, y durante diez años se estudiaron diferentes sitios para localizar el más idóneo. Finalmente el Llano de Chajnantor (latitud -23° 1' S, longitud 67° 45' W), a una altitud de 5.000 m en el desierto de Atacama (Norte de Chile, cerca de la frontera con Argentina) fue identificado por astrónomos europeos como uno de los mejores lugares del mundo para la observación astronómica. El Llano de Chajnantor es una meseta amplia y despejada de unos 20 km de diámetro. La atmósfera es allí tan transparente y estable que la misma observación que se lleva a cabo en Mauna Kea podría realizarse en Chajnantor (utilizando exactamente el mismo sistema de observación) con cuatro veces menos tiempo de observación. Pero las condiciones de trabajo son muy duras a la altitud de Chajnantor: la presión atmosférica tan sólo alcanza el 55 % de su valor en el nivel del mar, mientras que la intensidad de los rayos ultravioletas es un 70 % más alta. La temperatura puede oscilar desde varios grados bajo cero durante la noche hasta unos 30 grados Celsius durante el día. Estas condiciones de trabajo imponen que el interferómetro esté tan automatizado como sea posible, y que cuente con un elaborado sistema de control remoto, para que haya un mínimo número de personas presentes en el observatorio. El Llano de Chajnantor está llamado a convertirse en el más seco, más alto, y de cielos más claros de todos los observatorios astronómicos terrestres. Muchos astrónomos disfrutan enormemente visitando el sitio y admirando el cielo desde allí. Sin embargo, debido a las condiciones tan extremas, los astrónomos que soliciten el uso de ALMA no deberán desplazarse hasta Chajnantor para observar. Un muy

reducido número de astrónomos, técnicos y operadores supervisarán los equipos en el propio observatorio y se ocuparán del mantenimiento. El mayor porcentaje del personal del observatorio trabajará casi todo el tiempo en el centro de control situado a 2.900 m de altitud, cerca de San Pedro de Atacama. El correlador: el corazón de ALMA Para obtener la imagen del objeto astronómico que estamos observando con un interferómetro, se precisa combinar («correlar») las señales procedentes de todas sus antenas. En efecto, puede demostrarse que esta «correlación» proporciona la transformada de Fourier de la imagen del objeto. Basta en principio con construir la transformada de Fourier inversa de la correlación (mediante un ordenador adecuado) para obtener la imagen que buscamos. Tradicionalmente la correlación en un interferómetro se estima formando todas las parejas posibles con sus antenas. En un interferómetro de N antenas pueden formarse N(N-1)/2 parejas diferentes. Es decir, en el caso del interferómetro principal de ALMA (N = 50) se dispone de 1.200 parejas (o líneas de base) distintas. Y de cada antena se desea procesar una banda muy ancha (con anchura de 16 GHz) para tener una máxima sensibilidad a la radiación continua. El correlador es un sistema electrónico que combina todos esos datos en tiempo real. Naturalmente la complejidad de un correlador crece con el número de parejas y con la anchura de la banda a procesar. En el caso de ALMA, el correlador tendrá que ser capaz de trabajar a una velocidad en torno al TeraHertzio (THz), esto es, deberá realizar en torno al billón de operaciones por segundo. Esto supone un incremento de varios órdenes de magnitud respecto de los telescopios actuales más potentes. El diseño y construcción del correlador de ALMA es, por tanto, uno de los desafíos más importantes del proyecto. El correlador deberá ir seguido de un ordenador sumamente potente que calcule rápidamente la imagen del objeto astronómico que estemos observando. El sistema informático central de ALMA controlará todas las antenas (desplazamientos, posicionado, apuntado y seguimiento en el cielo) y toda la instrumentación (selección de receptores y sintonizado, configuración del correlador, etc.). ALMA podrá ser dividido en varios subsistemas que actuarán como interferómetros independientes y que podrán realizar, simultáneamente, observaciones astronómicas de diferentes tipos. Posiblemente el interferómetro estará dotado de un sistema «inteligente» para seleccionar de la lista de espera los proyectos de observación más adeII Época / Nº 106

Figura 6. Estado de construcción de la Instalación de Soporte de Operaciones de ALMA (OSF), ubicada cerca de la ciudad de San Pedro de Atacama. (ESO)

cuados para ser llevados a cabo en cada momento. Por ejemplo, si el tiempo atmosférico es excepcionalmente bueno, ALMA elegirá el proyecto de observación más exigente. El sistema también será capaz de decidir por sí mismo en qué momento la observación en curso ha obtenido la calidad requerida por el astrónomo que la planificó y, por lo tanto, cuándo puede pasar a un objetivo diferente. Todo este sistema dinámico de planificación (dynamical scheduling) optimizará el uso del observatorio y hará que cada proyecto se realice de la forma más adecuada posible. La construcción de ALMA La construcción de ALMA es un esfuerzo conjunto de Norteamérica (EE.UU. y Canadá), Europa (los países agrupados en ESO, el Observatorio

Figura 7. Póster del congreso científico sobre ALMA organizado en Madrid. (Cortesía de los autores) 31

Figura 8. ALMA estudiará la formación de sistemas planetarios en otras estrellas. Simulación de la formación de un planeta tipo Júpiter en torno a una estrella de tipo solar. (M. Kramer, SKA)

Europeo Austral) y Japón, en cooperación con Chile. El desarrollo del proyecto lo coordina la Oficina Conjunta del Proyecto (JAO, Joint ALMA

Figura 9. Espectros en la banda en torno a 0,8 mm de longitud de onda procedentes de tres protoestrellas masivas de la nube molecular W3. La composición química y los espectros de las protoestrellas cambian según su estado evolutivo. (Cortesía Helmich & van Dishoeck) 32

Office) basada en Santiago de Chile. El observatorio de Chajnantor (AOS, Array Operations Site) dispone, además de las antenas, de unos edificios técnicos que contienen tanto el correlador como toda la electrónica de soporte. Para dar apoyo a la construcción, las operaciones y el mantenimiento del interferómetro se está terminando de construir un edificio (OSF, Operations Support Facility) a unos 2.900 m de altitud cerca de San Pedro de Atacama. Como hemos mencionado antes, el control del interferómetro se realizará desde la sala de control del OSF que estará enlazado al AOS mediante un enlace digital de alta velocidad. Es aquí en el OSF donde se encontrarán además los laboratorios de electrónica y los servicios administrativos. El coste total del proyecto ALMA asciende a cerca de mil millones de euros. Está previsto que la construcción del interferómetro se complete a finales del año 2012.

Figura 10. Imagen de la galaxia M 51 observada en el óptico con el Telescopio Espacial Hubble (izquierda) y en ondas milimétricas mediante la emisión de monóxido de carbono (derecha). (NRAO/ STScI/OVRO/ IRAM)

España en ALMA España participa en la construcción de ALMA desde las primeras fases del proyecto en los años 1990. Nuestro país está contribuyendo con, aproximadamente, unos 27 millones de euros destinados tanto a la fase de desarrollo (1999-2004) como a la de construcción (2005-2012). Con la incorporación de nuestro país a ESO en 2006, nuestra participación se canaliza ahora a través de nuestra participación en ESO. La contribución española a ALMA incluye una parte importante de componentes electrónicos y mecáLo que observará ALMA El potencial de ALMA ha sido especificado mediante tres objetivos científicos de primer nivel que son los que imponen todas y cada una de las especificaciones técnicas del proyecto. En concreto, ALMA debe ser capaz de lo siguiente: 1. Detectar, en menos de 24 horas de tiempo de observación, líneas espectrales del monóxido de carbono (CO) y del carbono (tanto atómico como ionizado) en una galaxia como la Vía Láctea que posea un desplazamiento hacia el rojo (redshift) de hasta z = 3, lo que equivale a estar situada a una distancia de hasta diez mil millones (1010) de años luz de nuestra propia Galaxia. 2. Producir imágenes, y medir los campos de velocidades, de los discos protoplanetarios en torno a estrellas jóvenes de tipo solar que se encuentren situados a distancias de hasta 500 años luz del Sol. 3. Producir imágenes de alta precisión con resolución angular (nitidez) superior que la décima del segundo de arco (0,1'') de cualquier objeto celeste que emita en ondas mm/submm. II Época / Nº 106

nicos de alta tecnología: amplificadores refrigerados a temperaturas criogénicas, sistemas electrónicos de supervisión y control, sistemas mecánicos de alta precisión para la calibración del instrumento, etc., algunos de ellos diseñados y desarrollados en las instalaciones del Observatorio Astronómico Nacional (OAN, dependiente del Instituto Geográfico Nacional, IGN, del Ministerio de Fomento) y del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC, del Ministerio de Educación y Ciencia). Durante los últimos veinte años, los radioastrónomos e ingenieros de microondas nacionales han adquirido un reconocido dominio de las técnicas de la radioastronomía milimétrica. Desde el punto de vista del desarrollo tecnológico, dicho dominio se ha materializado en la realización de componentes y

Figura 11. Amplificador criogénico de gran anchura de banda y muy bajo ruido para los receptores de ALMA, diseñado en los laboratorios del Observatorio Astronómico Nacional. (IGN, Ministerio de Fomento)

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Figura 12. Elementos de la construcción de las antenas de ALMA, realizados por la empresa española Asturfeito en Avilés, Asturias. (Cortesía Asturfeito)

receptores en los laboratorios del OAN en Yebes, Guadalajara y, sobre todo, en el diseño y construcción de un nuevo radiotelescopio de 40 m de diámetro que está llamado a ser el más potente (a muy altas frecuencias) de la Red Europea de Telescopios de Interferometría de Muy Larga Base (VLBI). Desde el punto de vista científico, las contribuciones de los radioastrónomos nacionales se han plasmado en centenares de publicaciones en la literatura especializada. Ha sido en razón de este saber hacer y buen equipamiento observacional y de laboratorios, por lo que los radioastrónomos nacionales y los ingenieros del OAN han participado en el proyecto ALMA desde su misma concepción. Desde entonces, España ha venido contribuyendo al proyecto ALMA tanto con aportaciones científicas (participación en el Comité Científico Consultivo internacional que define los posibles objetivos científicos y las necesidades instrumentales requeridas para su logro), como con desarrollos tecnológicos e instrumentales realizados en los laboratorios del OAN (diseño y construcción de amplificadores criogénicos de muy bajo ruido, utilizados en los prototipos de los receptores en proceso de construcción) y otras contribuciones técnicas realizadas por el CSIC. El año 2012 llegará «muy pronto» Einstein decía no pensar nunca en el futuro porque «llega muy pronto». Sin embargo, debido precisamente a que el año 2012 está a la vuelta de la esquina, 34

el radioastrónomo actual piensa muy concienzudamente en las observaciones que podrá realizar en cuanto ALMA entre en funcionamiento. En noviembre de 2006, el OAN y el DAMIR (el Departamento de Astrofísica Molecular del CSIC), organizaron conjuntamente un congreso científico en Madrid en el que los mayores especialistas del mundo en estas disciplinas debatieron durante una semana sobre las prospectivas científicas del proyecto. Una de las conclusiones de este congreso es que ALMA puede ser visto como el equivalente en el dominio mm/submm de los nuevos telescopios ópticos/infrarrojos que se encuentran en construcción o en desarrollo en el momento actual. En concreto, debido a su poder de resolución comparable, ALMA, VLT (Very Large Telescope, el interferómetro óptico/IR del ESO situado en Cerro Paranal, Chile) y JWST (el James Webb Space Telescope, el telescopio espacial que relevará al Telescopio Espacial Hubble) serán instrumentos perfectamente complementarios. A ellos se podría sumar en 2020 el SKA (Square Kilometer Array), un proyecto de radiotelescopio con una abertura de un kilómetro cuadrado con una altísima sensibilidad que complementará a ALMA en el dominio de ondas métricas y centimétricas. Combinando observaciones en diferentes longitudes de onda con estos instrumentos, la humanidad alcanzará, dentro de tan sólo unos años, la idea más precisa que haya tenido nunca sobre el Cosmos. ¿Cómo se formó nuestro sistema planetario? ¿Cómo se forman las estrellas? ¿Cuál es el origen de las galaxias? No cabe duda de que ALMA aportará respuestas a todas estas preguntas, pero tampoco nos cabe duda de que estas respuestas no serán detalladas al nivel que el astrónomo deseará. Sin duda ALMA abrirá algunos nuevos interrogantes que hoy ni siquiera podemos imaginar.

REFERENCIAS En español: www.oan.es es.wikipedia.org/wiki/Atacama_Large_Millimeter_Array www.eso.cl/alma.php En inglés: www.alma.cl www.alma.nrao.edu www.eso.org/public/astronomy/projects/alma. html www.nro.nao.ac.jp/alma/Ewww.eso.cl/alma.php En inglés: www.alma.cl www.alma.nrao.edu www.eso.org/public/astronomy/projects/alma. html www.nro.nao.ac.jp/alma/E