6キロの鏡がない巨大望遠鏡――チリ・アルマ望遠鏡群の正体

チリ北部、アタカマ砂漠の高地には、白い巨大パラボラアンテナが何十台も散らばっている。

ここにあるのが、アルマ望遠鏡（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array、ALMA）だ。合計66台のアンテナを組み合わせて宇宙から届くミリ波・サブミリ波を観測する、大規模な電波干渉計である。

最大の特徴は、その「大きさ」が普通の望遠鏡とはまったく違うことにある。主配列を最も広い構成にしたとき、最も離れたアンテナ間の距離、つまり最大基線長は16.2キロに達する。それほど広大な範囲を使う望遠鏡なのに、直径16キロの鏡はどこにもない。

しかも、この望遠鏡は固定されていない。100トンを超える12メートルアンテナそのものを地上で移動させ、観測したい対象に合わせて「望遠鏡の形」を変える。

なぜ、そんな奇妙な仕組みになっているのだろうか。

66台のアンテナで、存在しない巨大な鏡をつくる

普通の光学望遠鏡なら、より細かなものを見るためには大きな鏡が必要になる。だが、直径が何キロもある一枚鏡を造ることは現実的ではない。

そこでアルマ望遠鏡は、一枚の巨大鏡を造る代わりに、多数のアンテナを離して置く。

同じ天体から届いた電波でも、離れた場所にあるアンテナには、ごくわずかな時間差をもって到達する。その差を補正しながら各アンテナの信号を精密に組み合わせることで、遠く離れたアンテナ同士の間隔を利用し、非常に細かな構造を読み取ることができる。

これが「干渉計」という仕組みだ。

アルマ望遠鏡の主配列は、直径12メートルのアンテナ50台で構成される。さらに、日本が建設を担った16台からなるモリタ・アレイ（Morita Array）があり、直径7メートルのアンテナ12台と、直径12メートルのアンテナ4台が加わる。合計すると66台になる。

ここで面白いのは、アンテナ同士を遠く離すほど、単純に「すべてがよく見える」わけではないことだ。

アンテナ間隔を大きくすれば、小さな構造を細かく見分ける能力は高くなる。一方で、空に大きく広がる構造の情報は捉えにくくなる。逆に短い基線を持つアンテナを組み合わせれば、広がった構造を補いやすくなる。

つまり、観測対象によって理想的な配置が違う。

そのためアルマ望遠鏡は、ひとつの完成形を持たない。アンテナを集めたり、何キロも離したりして、目的に合わせて性能そのものを組み替えるのである。

100トンのアンテナを動かして、望遠鏡を変形させる

この再配置を可能にするため、アルマ望遠鏡には専用の巨大輸送車が2台用意されている。

名前はオットー（Otto）とローレ（Lore）。それぞれ全長約20メートル、幅約10メートル、高さ約6メートル、車両だけで約130トン。28輪を備え、100トンを超える大型アンテナを持ち上げて運ぶ。

これは建設時だけ使われた工事車両ではない。アンテナ配置を変更するための、望遠鏡システムそのものの一部である。

通常の望遠鏡なら、観測したい方向へ鏡を向ける。しかしここでは、それに加えて「鏡に相当する装置同士の距離」まで変えてしまう。

アルマ望遠鏡の公式資料では、アンテナを置き換えるための基礎がチャナントール高原に多数設けられている。2026年の観測仕様では、主配列は複数の構成を使い分け、最も広げたときの最大基線長は16.2キロに達する。

直径16キロの一枚鏡を造るのではなく、直径12メートルのアンテナを土地の上で動かし、信号処理によって最大16.2キロの基線を持つ干渉計をつくる。

アルマ望遠鏡の巨大さは、建物の高さではなく、広大な土地そのものを観測システムに組み込んでいる点にある。

なぜ標高5000メートルの砂漠なのか

これほど大掛かりな施設が置かれているのは、チャナントール高原（Chajnantor Plateau）。チリ北部のアタカマ砂漠にあり、アンテナ群が並ぶ観測地点は標高約5000メートルに達する。<!– Googleマップ：AOS代表地点をここに挿入。入口・一般見学地点とは表記しない –>

なぜ、わざわざ人間にとって過酷な高地を選んだのか。

理由のひとつは、水蒸気である。

アルマ望遠鏡が観測するミリ波やサブミリ波は、星や惑星が生まれる低温のガスや塵、遠方銀河に含まれる冷たい物質などを調べるのに適している。しかし、この電波は地球の大気中にある水蒸気に吸収されやすい。

水蒸気は、宇宙から届く信号を弱めるだけではない。大気自身が電波を放射し、さらに水蒸気分布の揺らぎがアンテナごとの信号の位相を乱す。精密な干渉観測にとっては大きな障害になる。

アタカマ砂漠はもともと極端に乾燥している。さらに標高5000メートルまで上がれば、その上にある大気の量も水蒸気も少なくなる。チャナントール高原は広く比較的平坦で、多数のアンテナを展開できるという条件も備えていた。

だが、電波望遠鏡にとって理想的な環境は、人間にとって理想的とは限らない。

標高5000メートルでは酸素が薄く、長時間の作業は大きな負担になる。そのため、日常的な運用の中心は標高約2900メートルの運用支援施設に置かれている。アンテナが最適な場所と、人間が働く場所を分けているのである。

専用輸送車は、この低い施設と高原の間にある約28キロの道路も走る。アンテナを高地へ運び、その後は高原上で別の基礎へ移し替える。

「誰もいない土地」に造られたわけではない

チャナントール高原は、科学者が見つけた単なる空白地帯ではない。

周辺は、先住民リカン・アンタイ（Likan Antai）の文化と深く結びつく地域である。アルマ望遠鏡の公式説明では、この場所をリカン・アンタイにとって神聖な土地とし、「チャナントール」という名について、古いクンサ語で「離陸の場所」にあたる意味を持つと紹介している。

ただし、この語義については今回確認した独立した言語学資料では裏付け切れていないため、「アルマ望遠鏡公式の説明」として扱うのが適切だろう。

現代天文学に都合のよい高地だからといって、その土地にそれ以前の歴史や文化がなかったわけではない。アルマ望遠鏡も、現地共同体との関係や文化支援について公式に情報を公開している。

巨大科学施設を見るときには、装置だけでなく、それが置かれた土地の背景も切り離せない。

もともとは別々の巨大望遠鏡計画だった

アルマ望遠鏡は、最初から現在の国際共同施設として計画されたわけではない。

1980年代から1990年代にかけて、欧州、北米、日本ではそれぞれ次世代の大型ミリ波・サブミリ波干渉計が構想されていた。しかし必要な規模と費用は巨大だった。最終的に各計画は統合され、欧州・北米・東アジアとチリが協力する国際プロジェクトへ発展していく。

1995年からチャナントール高原で本格的なサイト試験が行われ、1999年以降は国際協力の枠組みが整えられた。2003年に建設が始まり、2004年には日本も正式に共同建設へ参加した。

科学観測は2011年に、まだ施設が完成する前から始まっている。2013年3月13日に正式な開所式が行われたが、66台目のアンテナが標高5000メートルの観測地点へ運ばれたのは2014年6月13日だった。

「2013年に完成した望遠鏡」と単純に区切れないところにも、この施設の特殊さが表れている。建設しながら観測し、観測しながら拡張し、その後も改良を続けてきたのである。

冷たい宇宙を見る

アルマ望遠鏡が主に観測するのは、人間の目では見えないミリ波・サブミリ波だ。

この波長では、星が生まれる分子雲、若い恒星を取り巻くガスや塵の円盤、惑星形成領域、遠方銀河に含まれる冷たいガスなどを調べることができる。可視光では塵に隠される場所の内部を探れる場合があるのも大きな特徴だ。

その能力を印象づけた例のひとつが、2014年に公開されたおうし座HL星（HL Tauri）の画像だった。若い恒星を取り巻く円盤に、明るいリングと暗い隙間が幾重にも並んでいる様子が捉えられ、惑星形成の研究に大きな変化をもたらした。

ただし、暗い隙間がすべて「そこに惑星がいる証拠」と確定したわけではない。惑星によって作られた可能性が研究される一方、別の物理過程を考える研究もあり、リングや隙間の成因は個々に検討する必要がある。

16キロの望遠鏡が、地球サイズの望遠鏡の一部になる

さらに奇妙なことに、アルマ望遠鏡は、自分よりはるかに大きな仮想望遠鏡の一部にもなれる。

2019年、イベント・ホライズン・テレスコープ（Event Horizon Telescope、EHT）が、銀河M87の中心にある超大質量ブラックホールの「影」を史上初めて画像化した。世界各地の電波望遠鏡を超長基線電波干渉法で結び、地球サイズに相当する観測網を作った成果である。

その2017年の観測で、アルマ望遠鏡は12メートルアンテナ群の一部を位相合成し、ひとつの高感度観測局としてEHTに参加した。

ここが重要だ。EHT観測で66台すべてをひとまとめにしたわけではない。アルマ望遠鏡の複数の12メートルアンテナをひとつの観測局のように働かせ、その局を他大陸の望遠鏡と結んだのである。

つまり、普段は多数のアンテナを組み合わせて干渉計として働く施設の一部を、今度は一つの高感度局として束ね、その局がさらに地球規模の干渉計の一部になる。

人工物として考えると、かなり異例の「入れ子構造」である。

2026年になっても、まだ完成形ではない

アルマ望遠鏡は、開所から10年以上がたった現在も改造が続いている。

2026年9月30日には観測サイクル13（Cycle 13）の科学観測が始まり、当初計画された10種類の受信帯のうち最後に残っていたバンド2（Band 2）が、一般の科学観測に導入された。

同時に、広帯域感度向上計画（Wideband Sensitivity Upgrade、WSU）と呼ばれる大規模更新も進行している。受信機だけでなく、信号のデジタル化、伝送、相関処理、ソフトウェアまで広範囲に更新する計画で、システム帯域幅は初期段階で2倍、最終目標では4倍への拡大が計画されている。

巨大科学施設は、一度完成すればそのまま使い続ける建築物とは違う。観測技術が進めば、内部の装置も情報処理系も更新され、性能そのものが変わっていく。

アルマ望遠鏡の場合、その「更新される部分」が建物の中だけではない。日々の観測では、科学目的に応じてアンテナ配置そのものも変わる。

本当の巨大さは、見えているアンテナだけではない

アルマ望遠鏡を写真で見ると、まず目につくのは白い巨大アンテナだろう。

しかし、この施設の本当の異様さは、一台一台の大きさではない。

66台のアンテナを組み合わせ、その間隔を観測に利用する。100トンを超える大型アンテナを移動させることで、同じ施設の性格を変える。人間が長時間働きにくい標高5000メートルに観測装置を置き、低い場所から運用する。そして特別な観測では、複数の12メートルアンテナを一つの観測局として束ね、地球規模のネットワークに接続する。

そこには、直径16キロの鏡も、16キロ続く巨大建築物もない。

それでも、土地、アンテナ、時計、信号処理、輸送車、そして数千キロ離れた別の望遠鏡までが一体となったとき、肉眼では見ることのできない巨大な観測装置が成立する。

アルマ望遠鏡は、「巨大構造物は巨大な物体でなければならない」という感覚そのものを裏切る施設なのである。

参考資料・出典

• 国立天文台「アルマ望遠鏡」
• 国立天文台「アルマ望遠鏡、観測開始から10年」
• ALMA Observatory
• ALMA Science Portal「ALMA Basics」
• ALMA Science Portal「The ALMA Site」
• ALMA Observatory「Antennas」
• ALMA Observatory「Transporters」
• ALMA Observatory「Origins」
• ALMA Observatory「The place where the ALMA antenna array」
• ALMA Observatory「Local community support」
• ALMA Cycle 13 Configuration Schedule
• Cycle 13 Proposer’s Guide
• Successful close of Cycle 12 and start of Cycle 13
• ALMA Cycle 13 Set to Begin
• ALMA Observatory「WSU Program」
• ALMA Observatory「WSU Technology」
• ESO「ALMA image of the protoplanetary disc around HL Tauri」
• ALMA Science Portal「EHT 2017」
• ALMA Observatory「Astronomers Capture the First Image of a Black Hole」
• Final ALMA Antenna Arrives on the Chajnantor Plateau