En términos generales el objetivo científico del GTM es contribuir a mejorar nuestro conocimiento de la formación y evolución de estructuras en el Universo a través de su historia.

Objetivos científicos

El GTM es una importante y novedosa instalación astronómicas para realizar observaciones a longitudes de onda milimétricas cortas (1.1 mm – 4 mm) con buena eficiencia, y capaz de observar hasta a 0.8 mm cuando las condiciones de clima son óptimas. El GTM tiene como principales ventajas que cuenta con una superficie primaria grande, la cual permite velocidades altas de cartografiado y resoluciones angulares moderadas (6 – 20 segundos de arco), y que esta construido en un sitio a gran altitud (4,600 m). Una vez que se complete la instalación de la superficie primaria (actualmente con 32 m instalados) el GTM contará con un área reflectora de 50 m, convirtiéndolo en el telescopio de una sola antena más grande del mundo diseñado para hacer observaciones astronómicas a longitudes de onda milimétricas cortas.

El objetivo científico general del GTM es contribuir a un mejor y detallado entendimiento de la formación y evolución de estructuras, a través del Universo, y a lo largo de su historia. De manera más específica, el GTM podrá:

  • Observar las anisotropías en la radiación de fondo cósmico de microondas, y por tanto iluminar la naturaleza, geometría y contenido energético del Universo;
  • Detectar de cientos a miles de galaxias ópticamente tenues obscurecidas por polvo durante sus principales episodios de formación en el universo temprano, y así entender el origen y evolución de estructuras en las escalas cósmicas más grandes;
  • Penetrar el polvo que normalmente obscurece el proceso de formación de estrellas en galaxias, y así definir la historia de formación estelar a distintas épocas cosmológicas;
  • Estudiar la variabilidad y el ambiente de los núcleos activos de galaxias para probar las regiones centrales de estas galaxias, y estudiar la relación entre la acreción de material hacia agujeros negros súper masivos y el abastecimiento de material para la formación estelar de la galaxia anfitrión;
  • Observar fuentes que exhiben estallidos de rayos gamma para mejorar nuestro conocimiento de las etapas finales de la evolución estelar, y el origen de los elementos químicos más pesados dispersados en el medio interestelar;
  • Proporcionar nuevos conocimientos sobre la naturaleza y distribución del gas interestelar y el polvo frío a partir de los cuales se forman las estrellas tanto en galaxias cercanas como lejanas;
  • Realizar observaciones milimétricas con interferometría de base larga (VLBI por sus siglas en inglés) para probar predicciones sobre las propiedades físicas (masa, spin, efectos relativistas) de los agujeros negros súper masivos en el centro de galaxias cercanas (incluyendo la Vía Láctea);
  • Observar muestras grandes de discos gaseosos y con alto contenido de polvo alrededor de estrellas jóvenes cercanas para potencialmente identificar sistemas proto-planetarios;
  • Buscar moléculas complejas en atmósferas planetarias, espacio interplanetario y el medio interestelar, y realizar el primer estudio milimétrico exhaustivo de objetos pequeños en sistemas solares;
  • Analizar la composición química y física de cometas los cuales contienen el material primordial a partir del cual se formó nuestro sistema solar.