夜間仰望星空，可看到藍白色、黃色、紅色等不同顏色的恆星，這是因為其溫度不同，絕對溫度1萬度以上的是藍白色，像太陽一樣6000度的是黃色，而低溫只有3000度的則是紅色。那麼更低溫、例如只有絕對溫度10度或100度的塵埃或氣體呢？這些物質會發出毫米波或次毫米波輻射，必須用專門的電波望遠鏡才能觀測。
進行光學觀測的兩個必要條件是不能有雲、大氣要穩定，但進行毫米波或次毫米波的觀測時，最重要的限制因素則是水氣。水氣會吸收毫米波和次毫米波，所以這種電波望遠鏡必須蓋在海拔很高、水氣很少的地方。目前全世界最大的「亞他加馬大型毫米及次毫米波陣列」（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA），就是蓋在智利北部亞他加馬沙漠中海拔5000公尺的高原上。
ALMA分為主陣列及密集陣列兩部份，主陣列由50座口徑12公尺的天線組成（電波望遠鏡也可稱為天線），由北美團隊（包括台灣）及歐洲團隊負責興建；密集陣列則由4座12公尺及12座7公尺的天線組成，由東亞團隊（也包括台灣）負責興建。
ALMA的主陣列由50座口徑12公尺的天線所組成，由北美及歐洲團隊負責興建，台灣也參與其中，預計2013年完工。（影像來源：http://www.almaobservatory.org，cALMA (ESO/NAOJ/NRAO)）
每個國家建造的天線外型不盡相同，而其中北美與東亞較為相像。（影像來源：蘇裕農）
參與ALMA計畫的中央研究院天文及天文物理研究所蘇裕農博士指出，之所以要將多座望遠鏡組合成陣列，是為了提高望遠鏡的解析力。解析力越強，可以分辨的張角越小，也就可以看到星體越細微的結構。望遠鏡能分辨的張角大小與波長成正比而與口徑成反比，毫米波的波長是可見光的1000倍以上，因此口徑也必須是可見光望遠鏡的1000倍以上，才能達到相同的解析力。目前的大型可見光望遠鏡口徑可到10公尺，電波望遠鏡的口徑必須達到10公里才能相比，這很難做到，替代的做法是建造很多座電波望遠鏡，分散在相當大面積的範圍內，如此一來這些電波望遠鏡就好像組成一個超大口徑的望遠鏡（只是其中很多部份被遮掉）。以ALMA而言，相距最遠的兩座望遠鏡之間的距離是15公里（稱為「基線」），就好像形成一座口徑15公里的超大望遠鏡，其最高解析力可達0.005角秒（1角秒為1/3600度）。所謂0.005角秒，大約是從400公里之外看一個一元銅板的張角。
除了解析力之外，望遠鏡的集光力也很重要。集光力與口徑的平方成正比，口徑若是10倍，集光力就是100倍，觀測時間就可縮短為1/100。這就是ALMA為什麼要建造那麼多座天線的原因，如此加起來的集光面積才夠大，是目前其他同波段望遠鏡的6倍以上。
而將ALMA分成兩個陣列，則是考慮到ALMA的主陣列雖有良好的集光力與角解析力，但也因為天線較大、基線較長，對於大尺度的結構力有未逮（陣列所能描繪的最大尺度結構決定於最短的基線長度），此時口徑較小、基線較短的密集陣列就能發揮功用，描繪星體大尺度的結構。
事實上， ALMA的陣列會有不同組態，從大到小都有，不會一年到頭都維持15公里長的基線。就像由27座口徑25公尺的天線構成一Y字型陣列、非常有名的極大陣列電波觀測站（VLA），分成A、B、C、D四種大小不等的組態，每隔四個月就換一種組態，讓天文學者可以針對不同目的進行觀測。ALMA由於天線數量相當多，難以在短時間內搬運眾多天線來一次更換天線組態，取而代之的方法是漸進式改變組態，即每次只搬動一兩座天線，如此也不會影響正常科學觀測的進行。
不過ALMA每座天線的搬動都是大工程。蘇裕農表示，ALMA的12公尺口徑天線重100公噸，天線運輸車的寬度幾乎跟天線的直徑一樣，有28個輪子。平常他們工作時，從海拔2900公尺的後勤補給基地開車到28公里外、海拔5000公尺的陣列運轉中心，大約40~50分鐘內可抵達；但運輸車卻要以很慢的速度開好幾個小時，從清晨走到午後，抵達後卸下及安裝天線又要好幾個小時，通常要到傍晚才能全部安置妥當。
ALMA預計2013年全部完工，到時人類的天文觀測能力將邁入一個新紀元，揭開更多宇宙的秘密。
歐洲團隊承製的天線運輸車十分龐大，寬度幾近ALMA天線的直徑12公尺，配備28個巨大輪子以載運重達100公噸的ALMA天線。（影像來源：http://www.almaobservatory.org，cALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Stanghellini (ESO)）
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除了參與ALMA計畫，台灣的天文團隊還參與了另一個國際合作計畫：次毫米波陣列望遠鏡（SubMillimeter Array, SMA），這是由8座口徑6公尺的天線組成（其中2座由台灣建造），於2003年建於海拔4080公尺的夏威夷茂納開亞火山，也是觀測毫米波和次毫米波。建造者為美國的史密森尼天文物理觀測站（Smithsonian Astrophysical Observatory, SAO）與台灣的中央研究院天文及天文物理研究所。
SMA的解析力為0.15角秒，主要有三個觀測頻段，1.3毫米、0.8毫米及0.4毫米，其中波長最短的0.4毫米波段對天氣的要求最嚴格，即使是觀測條件極佳的夏威夷山頂，平均每年也只有5~10%的時間可以觀測。這也是為什麼更先進的ALMA必須蓋在更高、更乾燥的5000公尺沙漠的原因。
SMA的主要研究目標跟ALMA一樣，都是觀測會發出毫米波和次毫米波的低溫星際物質，可分析緊臨年輕或老年恆星的低溫雲氣、形成恆星或行星的吸積盤，以及外星系中的恆星劇增區。值得一提的是，中研院天文所的研究團隊可在台北遠端遙控SMA執行觀測任務。
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延伸閱讀
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Atacama Large Millimeter-submillimeter Array, ALMA
Atacama Large Millimeter-submillimeter Array, ALMA - Taiwan
〈以ALMA揭開宇宙的秘密〉，李名揚撰文，科學EasyLearn網路版
〈未來的巨無霸望遠鏡〉，吉爾莫基（Roberto Gilmozzi）撰文，《科學人》2006年6月號
〈地面望遠鏡之最〉，郭雅欣撰文，《科學人》2010年12月號
〈無線電波新世界〉，沃爾維頓 ( Mark Wolverton )撰文，《科學人》2008年10月號
〈宇宙的中年危機〉，巴格（Amy J. Barger）撰文，《科學人》2005年2月號
