Osservatorio Vera C. Rubin - Vera C. Rubin Observatory

Osservatorio Vera C. Rubin
Telescopio sinottico grande 3 4 render 2013.png
Rendering di LSST . completato
Nomi alternativi LSST Modificalo su Wikidata
Prende il nome Vera Rubin Modificalo su Wikidata
Località Provincia di Elqui , Regione di Coquimbo , Cile
Coordinate 30°14′40.7″S 70°44′57.9″W / 30.244639°S 70.749417°W / -30.244639; -70.749417 Coordinate: 30°14′40.7″S 70°44′57.9″W / 30.244639°S 70.749417°W / -30.244639; -70.749417
Organizzazione Large Synoptic Survey Telescope Corporation Modificalo su Wikidata
Altitudine 2.663 m (8.737 piedi), cima del molo
lunghezza d'onda 320–1060 nm
Costruito 2015–2021 ( 2015–2021 ) Modificalo su Wikidata
Prima luce previsto nel 2022/2023
Stile telescopio Anastigmat a tre specchi , Paul-Baker / Mersenne-Schmidt grandangolare
Diametro 8,417 m (27,6 piedi) fisico
8,360 m (27,4 piedi) ottico
5,116 m (16,8 piedi) interno
Diametro secondario 3.420 m (1.800 m interno)
Diametro terziario 5,016 m (1.100 m interno)
Risoluzione angolare 0.7 "mediana vedere limite di
0.2" dimensione dei pixel
Area di raccolta 35 metri quadrati (376,7 piedi quadrati)
Lunghezza focale 10,31 m (f/1,23) complessivo
9,9175 m (f/1,186) primario
Montaggio montatura altazimutale Modificalo su Wikidata Modificalo su Wikidata
Sito web www .vro .org /,%20https: //www .lsst .org / Modificalo su Wikidata
Osservatorio Vera C. Rubin si trova in Cile
Osservatorio Vera C. Rubin
Posizione dell'Osservatorio Vera C. Rubin
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Concezione artistica dell'LSST all'interno della sua cupola. L'LSST effettuerà un'indagine di imaging profonda di dieci anni in sei ampie bande ottiche sull'area di rilevamento principale di 18.000 gradi quadrati.

L' Osservatorio Vera C. Rubin , precedentemente denominato Large Synoptic Survey Telescope ( LSST ), è un osservatorio astronomico attualmente in costruzione in Cile. Il suo compito principale sarà un'indagine astronomica, la Legacy Survey of Space and Time ( LSST ). L'Osservatorio Rubin ha un telescopio riflettore ad ampio campo con uno specchio primario di 8,4 metri che fotograferà l'intero cielo disponibile ogni poche notti. La parola sinottico deriva dalle parole greche σύν (syn "insieme") e ὄψις (opsis "vista") e descrive osservazioni che danno una visione ampia di un soggetto in un momento particolare. L'osservatorio prende il nome da Vera Rubin , un'astronoma americana che ha aperto la strada alle scoperte sui tassi di rotazione delle galassie.

Il telescopio utilizza un nuovo design a tre specchi, una variante dell'anastigmat a tre specchi , che consente a un telescopio compatto di fornire immagini nitide su un campo visivo molto ampio di 3,5 gradi di diametro. Le immagini saranno registrate da una fotocamera CCD da 3,2 gigapixel , la più grande fotocamera digitale mai costruita. Il telescopio si trova sulla vetta El Peñón del Cerro Pachón , una montagna alta 2.682 metri nella regione di Coquimbo , nel nord del Cile , accanto agli esistenti Gemini South e Southern Astrophysical Research Telescope . La struttura di base LSST si trova a circa 100 chilometri (62 miglia) di distanza su strada, nella città di La Serena .

L'LSST è stato proposto nel 2001 e la costruzione dello specchio è iniziata (con fondi privati) nel 2007. L'LSST è poi diventato il grande progetto a terra di primo piano nell'Astrophysics Decadal Survey del 2010 e il progetto ha iniziato ufficialmente la costruzione il 1 agosto 2014 quando la National Science Foundation (NSF) ha autorizzato la parte FY2014 ($ 27,5 milioni) del suo budget di costruzione. I finanziamenti provengono dall'NSF, dal Dipartimento dell'Energia degli Stati Uniti , e da fondi privati ​​raccolti dall'organizzazione internazionale no-profit dedicata, la LSST Corporation. Le operazioni sono sotto la gestione dell'Associazione delle Università per la Ricerca in Astronomia (AURA).

La posa cerimoniale della prima pietra è stata eseguita il 14 aprile 2015. La costruzione del sito è iniziata il 14 aprile 2015, con la prima luce per la telecamera di ingegneria prevista nell'ottobre 2022 e le operazioni complete di rilevamento non inizieranno prima dell'ottobre 2023, a causa del programma relativo al COVID ritardi. I dati LSST diventeranno completamente pubblici dopo due anni.

Nome

Nel giugno 2019, Eddie Bernice Johnson e Jenniffer González-Colón hanno iniziato a rinominare il Large Synoptic Survey Telescope (LSST) nell'Osservatorio Vera C. Rubin . La ridenominazione è stata emanata in legge il 20 dicembre 2019. La ridenominazione ufficiale è stata annunciata al meeting invernale dell'American Astronomical Society del 2020 . L'osservatorio prende il nome da Vera C. Rubin . Il nome onora l'eredità di Rubin e dei suoi colleghi di sondare la natura della materia oscura mappando e catalogando miliardi di galassie nello spazio e nel tempo.

Il telescopio si chiamerà Simonyi Survey Telescope, per riconoscere i donatori privati Charles e Lisa Simonyi.

Storia

L'obiettivo L1 per LSST, 2018

L'LSST è il successore di una lunga tradizione di rilevamenti celesti . Questi sono iniziati come cataloghi visivamente compilati nel XVIII secolo, come il catalogo di Messier . Questo è stato sostituito da sondaggi fotografici, a partire dalla Harvard Plate Collection del 1885 , dalla National Geographic Society - Palomar Observatory Sky Survey e altri. Verso il 2000, i primi rilievi digitali, come lo Sloan Digital Sky Survey (SDSS), iniziarono a sostituire le lastre fotografiche dei rilievi precedenti.

LSST si è evoluto dal concetto precedente di Dark Matter Telescope , menzionato già nel 1996. Il quinto rapporto decennale , Astronomy and Astrophysics in the New Millennium , è stato pubblicato nel 2001 e ha raccomandato il "Large-Aperture Synoptic Survey Telescope" come uno dei principali iniziativa. Già in questa prima fase sono stati fissati il ​​progetto di base e gli obiettivi:

Il Simonyi Survey Telescope è un telescopio ottico di classe 6,5 m progettato per rilevare il cielo visibile ogni settimana fino a un livello molto più debole di quello raggiunto dai rilevamenti esistenti. Catalogerà il 90% degli oggetti vicini alla Terra più grandi di 300 m e valuterà la minaccia che rappresentano per la vita sulla Terra. Troverà circa 10.000 oggetti primitivi nella fascia di Kuiper, che contiene una documentazione fossile della formazione del sistema solare. Contribuirà inoltre allo studio della struttura dell'universo osservando migliaia di supernovae, sia vicine che a grande redshift, e misurando la distribuzione della materia oscura attraverso lenti gravitazionali. Tutti i dati saranno disponibili attraverso l'Osservatorio Virtuale Nazionale (vedi sotto sotto "Piccole Iniziative"), fornendo accesso agli astronomi e al pubblico a immagini molto profonde del cielo notturno che cambia.

Lo sviluppo iniziale è stato finanziato da una serie di piccole sovvenzioni, con importanti contributi nel gennaio 2008 dai miliardari del software Charles e Lisa Simonyi e Bill Gates rispettivamente di $ 20 e $ 10 milioni. $ 7,5 milioni sono stati inclusi nella richiesta di budget NSF FY2013 del presidente degli Stati Uniti. Il Dipartimento dell'Energia sta finanziando la costruzione del componente della fotocamera digitale da parte dello SLAC National Accelerator Laboratory , come parte della sua missione per comprendere l'energia oscura.

Nel sondaggio decennale del 2010 , l'LSST è stato classificato come lo strumento terrestre con la massima priorità.

Il finanziamento NSF per il resto della costruzione è stato autorizzato a partire dal 1 agosto 2014. La fotocamera è finanziata separatamente dal Dipartimento dell'Energia. Le organizzazioni capofila sono:

A partire da novembre 2016, il percorso critico del progetto è stato la costruzione, l'integrazione e il test della fotocamera.

Nel maggio 2018, il Congresso ha sorprendentemente stanziato molti più fondi di quelli richiesti dal telescopio, nella speranza di accelerare la costruzione e il funzionamento. La direzione del telescopio era grata, ma non era sicura che ciò sarebbe stato d'aiuto, poiché nella fase avanzata della costruzione non erano limitati in contanti.

Panoramica

Il design del Simonyi Survey Telescope è unico tra i grandi telescopi (specchi primari di classe m 8) per avere un campo visivo molto ampio: 3,5 gradi di diametro o 9,6 gradi quadrati. Per fare un confronto, sia il Sole che la Luna , visti dalla Terra , hanno un diametro di 0,5 gradi o 0,2 gradi quadrati. In combinazione con la sua grande apertura (e quindi la capacità di raccogliere la luce), questo gli darà un'ampiezza spettacolare di 319 m 2 ∙ gradi 2 . Questo è più di tre volte l'etendue dei migliori telescopi esistenti, il Subaru Telescope con la sua Hyper Suprime Camera e il Pan-STARRS , e più di un ordine di grandezza migliore della maggior parte dei grandi telescopi.

Ottica

Lo specchio primario/terziario LSST è stato lanciato con successo, agosto 2008.
Ottica del telescopio LSST.

Il Simonyi Survey Telescope è l'ultimo di una lunga serie di miglioramenti che offrono ai telescopi campi visivi più ampi. I primi telescopi riflettenti usavano specchi sferici, che sebbene facili da fabbricare e provare, soffrono di aberrazione sferica ; era necessaria una lunghezza focale molto lunga per ridurre l'aberrazione sferica a un livello tollerabile. Rendere parabolico lo specchio primario rimuove l'aberrazione sferica sull'asse, ma il campo visivo è quindi limitato dal coma fuori asse . Un tale primario parabolico, con un fuoco primo o Cassegrain , era il progetto ottico più comune fino al telescopio Hale nel 1949. Successivamente, i telescopi usarono principalmente il design Ritchey-Chrétien , usando due specchi iperbolici per rimuovere sia l'aberrazione sferica che il coma , lasciando solo l' astigmatismo e dando un campo visivo utile più ampio. La maggior parte dei grandi telescopi dopo l'Hale usa questo design: i telescopi Hubble e Keck sono Ritchey-Chrétien, per esempio. LSST utilizzerà un anastigmatico a tre specchi per cancellare l'astigmatismo: tre specchi non sferici. Il risultato sono immagini nitide su un campo visivo molto ampio, ma a scapito della capacità di raccolta della luce dovuta al grande specchio terziario.

Lo specchio primario del telescopio (M1) ha un diametro di 8,4 metri (28 piedi), lo specchio secondario (M2) ha un diametro di 3,4 metri (11,2 piedi) e lo specchio terziario (M3), all'interno del primario ad anello, è 5,0 metri (16 piedi) di diametro. Lo specchio secondario dovrebbe essere il più grande specchio convesso in qualsiasi telescopio operativo, fino superata dalla ELT 4,2 m secondario s' c.  2024 . Il secondo e il terzo specchio riducono l'area di raccolta della luce dello specchio primario a 35 metri quadrati (376,7 piedi quadrati), equivalenti a un telescopio di 6,68 metri di diametro (21,9 piedi). Moltiplicandolo per il campo visivo si ottiene un'étendue di 336 m 2 ∙ grado 2 ; la cifra reale è ridotta dalla vignettatura .

Gli specchi primario e terziario (M1 e M3) sono progettati come un unico pezzo di vetro, il "monolite M1M3". Il posizionamento dei due specchi nella stessa posizione riduce al minimo la lunghezza complessiva del telescopio, facilitando il riorientamento rapido. Realizzarli con lo stesso pezzo di vetro si traduce in una struttura più rigida rispetto a due specchi separati, contribuendo a un rapido assestamento dopo il movimento.

L'ottica include tre lenti correttive per ridurre le aberrazioni. Queste lenti e i filtri del telescopio sono integrati nel gruppo della fotocamera. La prima lente con un diametro di 1,55 m è la più grande mai costruita e la terza lente forma la finestra del vuoto davanti al piano focale.

Telecamera

Modello di array sul piano focale LSST, dimensioni reali. Il diametro della matrice è di 64 cm. Questo mosaico fornirà oltre 3 gigapixel per immagine. L'immagine della Luna (30 minuti d'arco) è presente per mostrare la scala del campo visivo. Il modello viene mostrato da Suzanne Jacoby, direttore delle comunicazioni dell'Osservatorio Rubin.

Una fotocamera digitale con messa a fuoco primaria da 3,2 gigapixel richiede un'esposizione di 15 secondi ogni 20 secondi. Ripuntare un telescopio così grande (incluso il tempo di assestamento) entro 5 secondi richiede una struttura eccezionalmente corta e rigida. Questo a sua volta implica un numero f molto piccolo , che richiede una messa a fuoco molto precisa della fotocamera.

Le esposizioni di 15 secondi sono un compromesso per consentire di individuare sia le fonti deboli che quelle in movimento. Esposizioni più lunghe ridurrebbero il sovraccarico della lettura della fotocamera e il riposizionamento del telescopio, consentendo immagini più profonde, ma poi gli oggetti in rapido movimento come gli oggetti vicini alla Terra si sposterebbero in modo significativo durante un'esposizione. Ogni punto del cielo viene ripreso con due esposizioni consecutive di 15 secondi, per respingere efficacemente i raggi cosmici sui CCD.

Il piano focale della fotocamera è piatto, 64 cm di diametro. L'imaging principale viene eseguito da un mosaico di 189 rivelatori CCD , ciascuno con 16 megapixel . Sono raggruppati in una griglia 5×5 di "zattere", dove le 21 zattere centrali contengono sensori di imaging 3×3, mentre le quattro zattere angolari contengono solo tre CCD ciascuna, per la guida e il controllo della messa a fuoco. I CCD forniscono un campionamento migliore di 0,2 secondi d'arco e saranno raffreddati a circa -100 °C (173 K) per aiutare a ridurre il rumore.

La fotocamera include un filtro situato tra il secondo e il terzo obiettivo e un meccanismo di cambio filtro automatico. Sebbene la fotocamera disponga di sei filtri ( ugrizy ) che coprono lunghezze d'onda da 330 a 1080 nm, la posizione della fotocamera tra gli specchi secondario e terziario limita le dimensioni del suo cambiafiltro. Può contenere solo cinque filtri alla volta, quindi ogni giorno deve essere scelto uno dei sei da omettere per la notte successiva.

Elaborazione dati immagine

Scansione dell'incisione Flammarion eseguita con LSST nel settembre 2020.

Tenendo conto della manutenzione, del maltempo e di altri imprevisti, si prevede che la fotocamera scatterà oltre 200.000 immagini (1,28  petabyte non compressi) all'anno, molto più di quanto possa essere esaminato dall'uomo. Gestire e analizzare efficacemente l'enorme produzione del telescopio dovrebbe essere la parte tecnicamente più difficile del progetto. Nel 2010, i requisiti iniziali del computer sono stati stimati a 100 teraflop di potenza di calcolo e 15 petabyte di spazio di archiviazione, in aumento man mano che il progetto raccoglie i dati. Entro il 2018, le stime erano salite a 250 teraflop e 100 petabyte di spazio di archiviazione.

Una volta scattate, le immagini vengono elaborate secondo tre diverse scale temporali, prompt (entro 60 secondi), giornaliero e annuale .

I prodotti prompt sono avvisi, emessi entro 60 secondi dall'osservazione, sugli oggetti che hanno cambiato luminosità o posizione rispetto alle immagini archiviate di quella posizione del cielo. Il trasferimento, l'elaborazione e la differenziazione di immagini così grandi entro 60 secondi (i metodi precedenti richiedevano ore, su immagini più piccole) è di per sé un problema di ingegneria del software significativo. Verranno generati circa 10 milioni di avvisi per notte. Ogni avviso includerà quanto segue:

  • Avviso e ID database: ID che identificano in modo univoco questo avviso
  • La caratterizzazione fotometrica, astrometrica e di forma della sorgente rilevata
  • Ritagli 30×30 pixel (in media) del modello e immagini differenza (in formato FITS )
  • Le serie temporali (fino a un anno) di tutte le precedenti rilevazioni di questa fonte
  • Varie statistiche riassuntive ("caratteristiche") calcolate delle serie temporali

Non esiste un periodo di proprietà associato agli avvisi: sono immediatamente disponibili al pubblico, poiché l'obiettivo è trasmettere rapidamente quasi tutto ciò che LSST conosce su un determinato evento, consentendo la classificazione e il processo decisionale a valle. LSST genererà un tasso di avvisi senza precedenti, centinaia al secondo quando il telescopio è in funzione. La maggior parte degli osservatori sarà interessata solo a una piccola parte di questi eventi, quindi gli avvisi verranno inviati a "broker di eventi" che inoltrano sottoinsiemi alle parti interessate. LSST fornirà un semplice broker e fornirà il flusso di avvisi completo ai broker di eventi esterni. La Zwicky Transient Facility fungerà da prototipo del sistema LSST, generando 1 milione di avvisi per notte.

I prodotti giornalieri , rilasciati entro 24 ore dall'osservazione, comprendono le immagini di quella notte e i cataloghi di origine derivati ​​dalle immagini di differenza. Ciò include i parametri orbitali per gli oggetti del Sistema Solare. Le immagini saranno disponibili in due forme: Raw Snaps , o dati direttamente dalla fotocamera, e Single Visit Images , che sono state elaborate e includono la rimozione della firma strumentale (ISR), la stima dello sfondo, il rilevamento della sorgente, il deblending e le misurazioni, la stima della funzione di diffusione del punto e calibrazione astrometrica e fotometrica.

I prodotti relativi ai dati di rilascio annuale saranno resi disponibili una volta all'anno, rielaborando l'intero set di dati scientifici fino ad oggi. Questi includono:

  • Immagini calibrate
  • Misure di posizioni, flussi e forme
  • Informazioni sulla variabilità
  • Una descrizione compatta delle curve di luce
  • Una rielaborazione uniforme dei prodotti di dati rapidi basati sull'imaging delle differenze
  • Un catalogo di circa 6 milioni di oggetti del Sistema Solare, con le loro orbite
  • Un catalogo di circa 37 miliardi di oggetti celesti (20 miliardi di galassie e 17 miliardi di stelle), ciascuno con più di 200 attributi

Il rilascio annuale sarà calcolato in parte da NCSA e in parte da IN2P3 in Francia.

LSST sta riservando il 10% della sua potenza di calcolo e spazio su disco per i prodotti di dati generati dagli utenti . Questi saranno prodotti eseguendo algoritmi personalizzati sul set di dati LSST per scopi specializzati, utilizzando API ( Application Program Interfaces ) per accedere ai dati e archiviare i risultati. Ciò evita la necessità di scaricare, quindi caricare, enormi quantità di dati consentendo agli utenti di utilizzare direttamente la capacità di archiviazione e calcolo di LSST. Consente inoltre ai gruppi accademici di avere politiche di rilascio diverse rispetto a LSST nel suo insieme.

Una prima versione del software di elaborazione dei dati di immagine LSST viene utilizzata dallo strumento Hyper Suprime-Cam del telescopio Subaru , uno strumento di rilevamento ad ampio campo con una sensibilità simile a LSST ma un quinto del campo visivo: 1,8 gradi quadrati contro il 9,6 gradi quadrati di LSST.

Obiettivi scientifici

Confronto tra specchi primari di più telescopi ottici . (L'LSST, con il suo foro centrale molto grande, è vicino al centro del diagramma).

LSST coprirà circa 18.000 gradi 2 del cielo meridionale con 6 filtri nella sua indagine principale, con circa 825 visite a ciascun punto. I limiti di magnitudine 5σ ( SNR maggiore di 5) dovrebbero essere r <24,5 nelle singole immagini e r <27,8 nei dati interi.

L'indagine principale utilizzerà circa il 90% del tempo di osservazione. Il restante 10% sarà utilizzato per ottenere una migliore copertura per obiettivi e regioni specifici. Ciò include osservazioni molto profonde ( r ∼ 26), tempi di rivisitazione molto brevi (circa un minuto), osservazioni di regioni "speciali" come l' Eclittica , il piano Galattico e le Grandi e Piccole Nubi di Magellano e aree coperte in dettaglio da multi -rilievi di lunghezza d'onda come il COSMOS e il Chandra Deep Field South . Combinati, questi programmi speciali aumenteranno l'area totale a circa 25.000 gradi 2 .

Particolari obiettivi scientifici dell'LSST includono:

A causa del suo ampio campo visivo e dell'elevata sensibilità, l'LSST dovrebbe essere tra le migliori prospettive per il rilevamento di controparti ottiche per eventi di onde gravitazionali rilevati da LIGO e altri osservatori.

Si spera inoltre che il vasto volume di dati prodotti porti a ulteriori scoperte fortuite .

La NASA è stata incaricata dal Congresso degli Stati Uniti di rilevare e catalogare il 90% della popolazione NEO di dimensioni pari o superiori a 140 metri. Si stima che l'LSST, da solo, rilevi il 62% di tali oggetti e, secondo la National Academy of Sciences , estendere la sua indagine da dieci anni a dodici sarebbe il modo più conveniente per completare l'attività.

L'Osservatorio Rubin ha un programma di educazione e divulgazione pubblica (EPO). L'Osservatorio Rubin EPO servirà quattro categorie principali di utenti: il pubblico in generale, gli educatori formali, i ricercatori principali della scienza dei cittadini e gli sviluppatori di contenuti presso le strutture di educazione scientifica informale. L'Osservatorio Rubin collaborerà con Zooniverse per una serie di progetti scientifici per i cittadini.

Confronto con altri rilievi del cielo

Montaggio di fascia alta abbassato da gru da 500 tonnellate

Ci sono state molte altre rilevazioni ottiche del cielo , alcune ancora in corso. Per confronto, ecco alcuni dei principali rilievi ottici attualmente utilizzati, con le differenze rilevate:

  • Indagini fotografiche del cielo, come la National Geographic Society – Palomar Observatory Sky Survey e la sua versione digitalizzata, la Digitized Sky Survey . Questa tecnologia è obsoleta, con molta meno profondità, e in generale presa da siti di osservazione di seeing peggiore. Tuttavia, questi archivi sono ancora utilizzati poiché coprono un intervallo di tempo molto più ampio, in alcuni casi più di 100 anni, e coprono l'intero cielo. Le scansioni delle lastre hanno raggiunto un limite di R~18 e B~19,5 oltre il 90% del cielo e circa una magnitudine più debole rispetto al 50% del cielo.
  • Lo Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (2000-2009) ha rilevato 14.555 gradi quadrati del cielo dell'emisfero settentrionale, con un telescopio di 2,5 metri. Continua fino ai giorni nostri come indagine spettrografica. La sua magnitudine fotometrica limite variava da 20,5 a 22,2, a seconda del filtro.
  • Pan-STARRS (2010-oggi) è un rilevamento del cielo in corso che utilizza due telescopi Ritchey-Chrétien a largo campo da 1,8 m situati a Haleakala nelle Hawaii. Fino a quando LSST non entrerà in funzione, rimarrà il miglior rilevatore di oggetti vicini alla Terra. La sua copertura, 30.000 gradi quadrati, è paragonabile a quella che coprirà LSST. La profondità della singola immagine nel rilevamento PS1 era compresa tra la magnitudine 20,9-22,0 a seconda del filtro.
  • Il DESI Legacy Imaging Surveys (2013-oggi) esamina 14.000 gradi quadrati del cielo settentrionale e meridionale con il telescopio Bok da 2,3 m , il telescopio Mayall da 4 metri e il telescopio Victor M. Blanco da 4 metri . I sondaggi Legacy utilizzano il sondaggio Legacy z-band Mayall, il sondaggio Sky Pechino-Arizona e il sondaggio sull'energia oscura . La Legacy Surveys ha evitato la Via Lattea poiché si occupava principalmente di galassie lontane. L'area di DES (5.000 gradi quadrati) è interamente contenuta all'interno dell'area di rilevamento prevista di LSST nel cielo meridionale. Le sue esposizioni raggiungono tipicamente la magnitudo 23-24.
  • Gaia (2014-oggi) è un'indagine spaziale in corso dell'intero cielo, il cui obiettivo principale è l' astrometria estremamente precisa di un miliardo di stelle e galassie. La sua area di raccolta limitata (0,7 m 2 ) significa che non può vedere oggetti deboli come altri rilevamenti, ma le sue posizioni sono molto più precise. Sebbene non esegua esposizioni nel senso tradizionale, non è in grado di rilevare stelle più deboli della magnitudine 21.
  • La Zwicky Transient Facility (2018-oggi) è un'indagine rapida ad ampio campo simile per rilevare eventi transitori. Il telescopio ha un campo visivo ancora più ampio (47 gradi quadrati; 5× il campo), ma un'apertura significativamente più piccola (1,22 m; 1/30 dell'area). Viene utilizzato per sviluppare e testare il software di avviso automatico LSST. Le sue esposizioni raggiungono tipicamente la magnitudo 20-21.
  • Lo Space Surveillance Telescope (previsto per il 2022) è un simile telescopio di indagine rapida ad ampio campo utilizzato principalmente per applicazioni militari, con applicazioni civili secondarie tra cui detriti spaziali e rilevamento e catalogazione di NEO .

Avanzamento della costruzione

Avanzamento della costruzione dell'edificio dell'osservatorio LSST a Cerro Pachón nel settembre 2019

Il sito di Cerro Pachón è stato selezionato nel 2006. I fattori principali sono stati il ​​numero di notti serene all'anno, i modelli meteorologici stagionali e la qualità delle immagini viste attraverso l'atmosfera locale (seeing). Il sito doveva anche disporre di un'infrastruttura di osservatorio esistente, per ridurre al minimo i costi di costruzione, e l'accesso ai collegamenti in fibra ottica, per ospitare i 30 terabyte di dati che LSST produrrà ogni notte.

A partire da febbraio 2018, la costruzione era a buon punto. L'involucro dell'edificio sommitale è completo e il 2018 ha visto l'installazione delle principali apparecchiature, tra cui HVAC , la cupola, la camera di rivestimento dello specchio e il gruppo di montaggio del telescopio. Ha visto anche l'espansione della struttura di base AURA a La Serena e il dormitorio in vetta condiviso con altri telescopi sulla montagna.

A febbraio 2018, la fotocamera e il telescopio hanno condiviso il percorso critico. Il rischio principale è stato considerato se fosse concesso tempo sufficiente per l'integrazione del sistema.

Il progetto rimane all'interno del budget, anche se la contingenza di budget è stretta.

Nel marzo 2020, i lavori sulla struttura della vetta e sulla fotocamera principale dello SLAC sono stati sospesi a causa della pandemia di COVID-19 , sebbene i lavori sul software continuino. Durante questo periodo, la telecamera di messa in servizio è arrivata alla struttura di base ed è stata testata lì. Sarà spostato in vetta quando sarà sicuro farlo.

Specchi

Lo specchio primario, la parte più critica e che richiede tempo di costruzione di un grande telescopio, è stato fatto nel corso di un periodo di 7 anni dalla University of Arizona 's Steward Observatory Specchio Lab. La costruzione dello stampo è iniziata nel novembre 2007, la fusione dello specchio è iniziata nel marzo 2008 e lo specchio grezzo è stato dichiarato "perfetto" all'inizio di settembre 2008. Nel gennaio 2011, entrambe le figure M1 e M3 avevano completato la generazione e la rettifica fine, e la lucidatura era iniziata su M3.

Lo specchio è stato completato nel dicembre 2014. La porzione M3 ha sofferto soprattutto di minuscole bolle d'aria che, quando hanno rotto la superficie, hanno causato difetti nella superficie "zampe di gallina". Le bolle intrappolavano l'abrasivo abrasivo, che produceva graffi lunghi alcuni mm che si irradiavano dalla bolla. Lasciati così com'è, questi allargherebbero la funzione di diffusione del punto del telescopio , riducendo la sensibilità del 3% (al 97% del valore nominale) e aumentando la porzione di cielo oscurata dalle stelle luminose dal 4% al 4,8% dell'area di rilevamento. A partire da gennaio 2015, il progetto stava esplorando modi per riempire i buchi e i graffi e ha concluso che non era necessaria un'ulteriore lucidatura poiché le superfici dello specchio superavano i requisiti funzionali della struttura.

Lo specchio è stato formalmente accettato il 13 febbraio 2015. È stato quindi collocato nella scatola di trasporto dello specchio e conservato in un hangar per aereo fino a quando non è stato integrato con il supporto dello specchio. Nell'ottobre 2018 è stato riportato nel laboratorio degli specchi e integrato con la cella di supporto dello specchio. È stato sottoposto a ulteriori test a gennaio/febbraio 2019, quindi è stato restituito alla sua cassa di spedizione. A marzo 2019, è stato inviato in camion a Houston, è stato caricato su una nave per la consegna in Cile ed è arrivato in vetta a maggio. Lì sarà riunito alla cella di supporto dello specchio e rivestito.

La camera di verniciatura, che verrà utilizzata per rivestire gli specchi una volta arrivati, è arrivata al vertice nel novembre 2018.

Lo specchio secondario è stato prodotto da Corning di vetro ultra bassa espansione e grossolana terra entro 40 um della forma desiderata. Nel novembre 2009, il bianco è stato spedito all'Università di Harvard per essere immagazzinato fino a quando non sono stati disponibili i fondi per completarlo. Il 21 ottobre 2014, il grezzo dello specchio secondario è stato consegnato da Harvard a Exelis (ora una consociata di Harris Corporation ) per la molatura fine. Lo specchio completato è stato consegnato in Cile il 7 dicembre 2018 ed è stato verniciato a luglio 2019.

Costruzione

Rendering in sezione del telescopio, della cupola e dell'edificio di supporto. La versione a piena risoluzione è grande e molto dettagliata.

Lo scavo del sito è iniziato seriamente l'8 marzo 2011 e il sito è stato livellato entro la fine del 2011. Inoltre, durante quel periodo, il design ha continuato ad evolversi, con miglioramenti significativi al sistema di supporto degli specchi, deflettori per la luce parassita, schermo antivento, e schermata di calibrazione.

Nel 2015, una grande quantità di roccia rotta e argilla è stata trovata sotto il sito dell'edificio di supporto adiacente al telescopio. Ciò ha causato un ritardo di costruzione di 6 settimane mentre è stato scavato e lo spazio è stato riempito di cemento. Ciò non ha influito sul telescopio vero e proprio o sulla sua cupola, le cui fondamenta molto più importanti sono state esaminate in modo più approfondito durante la pianificazione del sito.

L'edificio è stato dichiarato sostanzialmente completo nel marzo 2018. A novembre 2017, la cupola doveva essere completata nell'agosto 2018, ma in una foto di maggio 2019 era ancora incompleta. La cupola (ancora incompleta) dell'Osservatorio Rubin ha ruotato per la prima volta sotto il proprio potere nel 4Q2019.

Montaggio del telescopio

Questa immagine della settimana mostra l'assemblaggio del supporto del telescopio del Simonyi Survey Telescope di 8,4 metri presso l'Osservatorio Vera C. Rubin, attualmente in costruzione in cima al Cerro Pachón in Cile.

La montatura del telescopio e il molo su cui si trova sono progetti di ingegneria sostanziali a sé stanti. Il principale problema tecnico è che il telescopio deve ruotare di 3,5 gradi rispetto al campo adiacente e stabilizzarsi entro quattro secondi. Ciò richiede un pilastro e una montatura per telescopio molto rigidi, con velocità di rotazione e accelerazione molto elevate (rispettivamente 10°/sec e 10°/sec 2 ). Il design di base è convenzionale: un'altezza sopra un supporto azimutale in acciaio, con cuscinetti idrostatici su entrambi gli assi, montato su un molo isolato dalle fondamenta della cupola. Tuttavia, il molo LSST è insolitamente grande (16 m di diametro) e robusto (pareti spesse 1,25 m) ed è montato direttamente sulla roccia vergine vergine, dove è stata prestata attenzione durante lo scavo del sito per evitare l'uso di esplosivi che potrebbero romperlo. Altre caratteristiche insolite del design sono i motori lineari sugli assi principali e un pavimento incassato sul supporto. Ciò consente al telescopio di estendersi leggermente al di sotto dei cuscinetti azimutali, conferendogli un baricentro molto basso.

Il contratto per il montaggio del telescopio è stato firmato nell'agosto 2014. Il TMA ha superato i test di accettazione nel 2018 ed è arrivato in cantiere nel settembre 2019.

Telecamera

Nell'agosto 2015, il progetto LSST Camera, finanziato separatamente dal Dipartimento dell'Energia degli Stati Uniti , ha superato la revisione del progetto "decisione critica 3", con il comitato di revisione che ha raccomandato al DoE di approvare formalmente l'inizio della costruzione. Il 31 agosto è stata data l'approvazione e la costruzione è iniziata allo SLAC . A settembre 2017, la costruzione della telecamera era completata al 72%, con fondi sufficienti (compresi gli imprevisti) per completare il progetto. A settembre 2018, il criostato era completo, le lenti a terra e 12 delle 21 zattere necessarie di sensori CCD erano state consegnate. A settembre 2020, l'intero piano focale era completo e in fase di test.

Prima dell'installazione della fotocamera finale, verrà utilizzata una versione più piccola e più semplice (la Commissioning Camera, o ComCam) "per eseguire le prime attività di allineamento e messa in servizio del telescopio, completare l'ingegneria della prima luce e possibilmente produrre primi dati scientifici utilizzabili".

Trasporto dati

I dati devono essere trasportati dalla telecamera, alle strutture al vertice, alle strutture di base e quindi alla struttura dati LSST presso il National Center for Supercomputing Applications negli Stati Uniti. Questo trasferimento deve essere molto veloce (100 Gbit/s o superiore) e affidabile poiché NCSA è il luogo in cui i dati verranno elaborati in prodotti di dati scientifici, inclusi avvisi in tempo reale di eventi transitori. Questo trasferimento utilizza più cavi in ​​fibra ottica dalla struttura di base a La Serena a Santiago , quindi tramite due percorsi ridondanti a Miami, dove si collega all'infrastruttura ad alta velocità esistente. Questi due collegamenti ridondanti sono stati attivati ​​nel marzo 2018 dal consorzio AmLight.

Poiché il trasferimento dei dati attraversa i confini internazionali, sono coinvolti molti gruppi diversi. Questi includono l' Associazione delle università per la ricerca in astronomia (AURA, Cile e Stati Uniti), REUNA (Cile), Florida International University (USA), AmLightExP (USA), RNP (Brasile) e Università dell'Illinois a Urbana-Champaign NCSA (USA), che partecipano tutti al Network Engineering Team (NET) di LSST. Questa collaborazione progetta e fornisce prestazioni di rete end-to-end su più domini di rete e provider.

Possibile impatto delle costellazioni satellitari

Uno studio del 2020 dell'Osservatorio europeo meridionale ha stimato che fino al 30%-50% delle esposizioni intorno al crepuscolo con l'Osservatorio Rubin sarebbero gravemente colpite dalle costellazioni satellitari . I telescopi di indagine hanno un ampio campo visivo e studiano fenomeni di breve durata come supernova o asteroidi e i metodi di mitigazione che funzionano su altri telescopi potrebbero essere meno efficaci. Le immagini ne risentirebbero soprattutto durante il crepuscolo (50%) e all'inizio e alla fine della notte (30%). Per le scie luminose, l'esposizione completa potrebbe essere rovinata da una combinazione di saturazione, diafonia (pixel lontani che acquisiscono segnale a causa della natura dell'elettronica CCD) e ghosting (riflessi interni all'interno del telescopio e della fotocamera) causati dalla scia del satellite, che colpisce un un'area del cielo significativamente più grande del percorso del satellite stesso durante l'imaging. Per scie più deboli si perderebbe solo un quarto dell'immagine. Uno studio precedente dell'Osservatorio Rubin ha rilevato un impatto del 40% al crepuscolo e solo le notti in pieno inverno non sarebbero state interessate.

Possibili approcci a questo problema sarebbero una riduzione del numero o della luminosità dei satelliti, aggiornamenti al sistema di telecamere CCD del telescopio o entrambi. Le osservazioni dei satelliti Starlink hanno mostrato una diminuzione della luminosità della scia del satellite per i satelliti oscurati. Questa diminuzione non è però sufficiente a mitigare l'effetto su indagini a largo campo come quella condotta dall'Osservatorio Rubin. Pertanto SpaceX sta introducendo un parasole sui nuovi satelliti, per mantenere le porzioni del satellite visibili da terra al riparo dalla luce solare diretta. L'obiettivo è mantenere i satelliti al di sotto della 7a magnitudine, per evitare di saturare i rivelatori. Questo limita il problema alla sola scia del satellite e non all'intera immagine.

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