Observatório Vera C. Rubin - Vera C. Rubin Observatory
 Renderização de LSST concluída
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| Nomes alternativos | LSST 
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| Nomeado após |
Vera Rubin
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| Localizações) | Província de Elqui , Região de Coquimbo , Chile |
| Coordenadas | 30 ° 14′40,7 ″ S 70 ° 44′57,9 ″ W / 30,244639 ° S 70,749417 ° W Coordenadas: 30 ° 14′40,7 ″ S 70 ° 44′57,9 ″ W / 30,244639 ° S 70,749417 ° W |
| Organização | Large Synoptic Survey Telescope Corporation
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| Altitude | 2.663 m (8.737 pés), topo do cais |
| Comprimento de onda | 320–1060 nm |
| Construído | 2015–2021
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| Primeira luz | esperado em 2022/2023 |
| Estilo telescópio | Três espelho anastigmat , Paul-Baker / Mersenne-Schmidt grande angular |
| Diâmetro | 8,417 m (27,6 pés) físicos 8,360 m (27,4 pés) ópticos 5,116 m (16,8 pés) internos |
| Diâmetro secundário | 3.420 m (1.800 m interno) |
| Diâmetro terciário | 5,016 m (1,100 m interno) |
| Resolução angular | Limite de visualização mediana de 0,7 ″ e tamanho de pixel de 0,2 ″ |
| Área de coleta | 35 metros quadrados (376,7 pés quadrados) |
| Comprimento focal | 10,31 m (f / 1,23) geral 9,9175 m (f / 1,186) primário |
| Montagem |
montagem altazimuth
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| Local na rede Internet |
www
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  Localização do Observatório Vera C. Rubin | |
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O Observatório Vera C. Rubin , anteriormente conhecido como Large Synoptic Survey Telescope ( LSST ), é um observatório astronômico atualmente em construção no Chile. Sua principal tarefa será um levantamento astronômico, o Legacy Survey of Space and Time ( LSST ). O Observatório Rubin tem um telescópio refletor de campo amplo com um espelho primário de 8,4 metros que fotografa todo o céu disponível a cada poucas noites. A palavra sinóptico é derivada das palavras gregas σύν (syn "juntos") e ὄψις (opsis "visão") e descreve observações que fornecem uma visão ampla de um assunto em um determinado momento. O observatório tem o nome de Vera Rubin , uma astrônoma americana que foi pioneira em descobertas sobre as taxas de rotação de galáxias.
O telescópio usa um novo design de três espelhos, uma variante do anastigmat de três espelhos , que permite que um telescópio compacto forneça imagens nítidas em um amplo campo de visão de 3,5 graus de diâmetro. As imagens serão gravadas por uma câmera de imagem CCD de 3,2 gigapixels , a maior câmera digital já construída. O telescópio está localizado no pico El Peñón de Cerro Pachón , uma montanha de 2.682 metros de altura na região de Coquimbo , no norte do Chile , ao lado dos já existentes Gemini South e Southern Astrophysical Research Telescopes . A instalação da base LSST está localizada a cerca de 100 quilômetros (62 milhas) de distância por estrada, na cidade de La Serena .
O LSST foi proposto em 2001, e a construção do espelho começou (com fundos privados) em 2007. O LSST então se tornou o grande projeto baseado em terra no ranking do Astrophysics Decadal Survey de 2010 , e o projeto começou oficialmente a construção em 1º de agosto de 2014, quando a National Science Foundation (NSF) autorizou a parte do ano fiscal de 2014 (US $ 27,5 milhões) de seu orçamento de construção. O financiamento vem da NSF, do Departamento de Energia dos Estados Unidos e de fundos privados levantados pela organização internacional sem fins lucrativos dedicada, a LSST Corporation. As operações estão sob a gestão da Associação das Universidades de Pesquisa em Astronomia (AURA).
O cerimonial de colocação da primeira pedra foi realizado em 14 de abril de 2015. A construção do local começou em 14 de abril de 2015, com a primeira luz para a câmera de engenharia prevista para outubro de 2022 e as operações de levantamento completo não começando antes de outubro de 2023, devido ao cronograma relacionado ao COVID atrasos. Os dados LSST se tornarão totalmente públicos após dois anos.
Nome
Em junho de 2019, a renomeação do Large Synoptic Survey Telescope (LSST) para Observatório Vera C. Rubin foi iniciada por Eddie Bernice Johnson e Jenniffer González-Colón . A renomeação foi promulgada em lei em 20 de dezembro de 2019. A renomeação oficial foi anunciada na reunião de inverno da Sociedade Astronômica Americana de 2020 . O observatório tem o nome de Vera C. Rubin . O nome homenageia o legado de Rubin e seus colegas de sondar a natureza da matéria escura mapeando e catalogando bilhões de galáxias através do espaço e do tempo.
O telescópio será denominado Simonyi Survey Telescope, em homenagem aos doadores privados Charles e Lisa Simonyi.
História
O LSST é o sucessor de uma longa tradição de pesquisas do céu . Eles começaram como catálogos compilados visualmente no século 18, como o catálogo Messier . Isso foi substituído por pesquisas fotográficas, começando com a Harvard Plate Collection de 1885 , a National Geographic Society - Palomar Observatory Sky Survey e outras. Por volta de 2000, os primeiros levantamentos digitais, como o Sloan Digital Sky Survey (SDSS), começaram a substituir as chapas fotográficas dos levantamentos anteriores.
O LSST evoluiu do conceito anterior do Telescópio de Matéria Escura , mencionado já em 1996. O quinto relatório decadal , Astronomia e Astrofísica no Novo Milênio , foi lançado em 2001 e recomendou o "Telescópio de Pesquisa Sinóptico de Grande Abertura" como principal iniciativa. Mesmo nesta fase inicial, o design básico e os objetivos foram definidos:
O Simonyi Survey Telescope é um telescópio óptico de classe 6,5 m projetado para pesquisar o céu visível todas as semanas a um nível muito mais fraco do que o alcançado por pesquisas existentes. Ele catalogará 90 por cento dos objetos próximos à Terra com mais de 300 metros e avaliará a ameaça que eles representam para a vida na Terra. Ele encontrará cerca de 10.000 objetos primitivos no Cinturão de Kuiper, que contém um registro fóssil da formação do sistema solar. Também contribuirá para o estudo da estrutura do universo, observando milhares de supernovas, tanto próximas quanto em grande redshift, e medindo a distribuição da matéria escura por meio de lentes gravitacionais. Todos os dados estarão disponíveis através do Observatório Virtual Nacional (veja abaixo em "Pequenas Iniciativas"), proporcionando aos astrônomos e ao público acesso a imagens muito profundas da mudança do céu noturno.
O desenvolvimento inicial foi financiado por uma série de pequenas doações, com grandes contribuições em janeiro de 2008 pelos bilionários de software Charles e Lisa Simonyi e Bill Gates de US $ 20 e US $ 10 milhões, respectivamente. $ 7,5 milhões foram incluídos na solicitação de orçamento do FY2013 do presidente dos EUA para o NSF. O Departamento de Energia está financiando a construção do componente de câmera digital pelo SLAC National Accelerator Laboratory , como parte de sua missão de entender a energia escura.
Na pesquisa da década de 2010 , o LSST foi classificado como o instrumento terrestre de maior prioridade.
O financiamento da NSF para o restante da construção foi autorizado em 1 de agosto de 2014. A câmera é financiada separadamente pelo Departamento de Energia. As organizações líderes são:
- O SLAC National Accelerator Laboratory para projetar e construir a câmera LSST
- O Observatório Nacional de Astronomia Ótica para fornecer o telescópio e a equipe do local
- O National Center for Supercomputing Applications para construir e testar o arquivo e o centro de acesso a dados
- A Associação de Universidades para Pesquisa em Astronomia é responsável por supervisionar a construção do LSST.
Em novembro de 2016, o caminho crítico do projeto foi a construção, integração e teste da câmera.
Em maio de 2018, o Congresso surpreendentemente apropriou muito mais financiamento do que o telescópio havia pedido, na esperança de acelerar a construção e a operação. A gerência do telescópio ficou grata, mas não tinha certeza de que isso ajudaria, já que no estágio final da construção eles não tinham dinheiro limitado.
Visão geral
O design do Simonyi Survey Telescope é único entre os grandes telescópios (espelhos primários de classe 8 m) por ter um campo de visão muito amplo: 3,5 graus de diâmetro ou 9,6 graus quadrados. Para efeito de comparação, o Sol e a Lua , vistos da Terra , têm 0,5 graus de diâmetro ou 0,2 graus quadrados. Combinado com sua grande abertura (e, portanto, capacidade de coleta de luz), isso lhe dará uma étendue espetacularmente grande de 319 m 2 ∙ de grau 2 . Isso é mais de três vezes o valor dos melhores telescópios existentes, o Telescópio Subaru com sua Hyper Suprime Camera e Pan-STARRS , e mais de uma ordem de magnitude melhor do que a maioria dos grandes telescópios.
Óptica
O Simonyi Survey Telescope é o mais recente de uma longa linha de melhorias, dando aos telescópios campos de visão maiores. Os primeiros telescópios refletores usavam espelhos esféricos, que embora fáceis de fabricar e testar, sofrem de aberração esférica ; uma distância focal muito longa foi necessária para reduzir a aberração esférica a um nível tolerável. Tornar o espelho primário parabólico remove a aberração esférica no eixo, mas o campo de visão é então limitado pela coma fora do eixo . Esse primário parabólico, com foco principal ou de Cassegrain , era o design óptico mais comum até o telescópio Hale em 1949. Depois disso, os telescópios usaram principalmente o design de Ritchey-Chrétien , usando dois espelhos hiperbólicos para remover aberração esférica e coma , deixando apenas o astigmatismo e dando um campo de visão mais amplo e útil. A maioria dos grandes telescópios desde o Hale usa este projeto - os telescópios Hubble e Keck são Ritchey-Chrétien, por exemplo. O LSST usará um anastigmat de três espelhos para cancelar o astigmatismo: três espelhos não esféricos. O resultado são imagens nítidas em um campo de visão muito amplo, mas à custa do poder de coleta de luz devido ao grande espelho terciário.
O espelho primário do telescópio (M1) tem 8,4 metros (28 pés) de diâmetro, o espelho secundário (M2) tem 3,4 metros (11,2 pés) de diâmetro e o espelho terciário (M3), dentro do primário em forma de anel, tem 5,0 metros (16 pés) de diâmetro. Espera-se que o espelho secundário seja o maior espelho convexo em qualquer telescópio operacional, até ser ultrapassado pelo secundário c de 4,2 m do ELT . 2024 . O segundo e o terceiro espelhos reduzem a área de coleta de luz do espelho primário para 35 metros quadrados (376,7 pés quadrados), equivalente a um telescópio de 6,68 metros de diâmetro (21,9 pés). Multiplicando isso pelo campo de visão produz um étendue de 336 m 2 ∙ grau 2 ; o valor real é reduzido por vinhetas .
Os espelhos primário e terciário (M1 e M3) são projetados como uma única peça de vidro, o "monólito M1M3". Colocar os dois espelhos no mesmo local minimiza o comprimento total do telescópio, tornando mais fácil reorientar rapidamente. Fazê-los da mesma peça de vidro resulta em uma estrutura mais rígida do que dois espelhos separados, contribuindo para um rápido assentamento após o movimento.
A ótica inclui três lentes corretivas para reduzir as aberrações. Essas lentes e os filtros do telescópio são integrados ao conjunto da câmera. A primeira lente com 1,55 m de diâmetro é a maior lente já construída, e a terceira lente forma a janela de vácuo na frente do plano focal.
Câmera
Uma câmera digital com foco principal de 3,2 gigapixels fará uma exposição de 15 segundos a cada 20 segundos. Reposicionar um telescópio tão grande (incluindo o tempo de assentamento) em 5 segundos requer uma estrutura excepcionalmente curta e rígida. Isso, por sua vez, implica em um número f muito pequeno , que requer um foco muito preciso da câmera.
As exposições de 15 segundos são um meio-termo para permitir a detecção de fontes fracas e móveis. Exposições mais longas reduziriam a sobrecarga da leitura da câmera e o reposicionamento do telescópio, permitindo imagens mais profundas, mas objetos em movimento rápido, como objetos próximos à Terra, se moveriam significativamente durante uma exposição. Cada ponto no céu é fotografado com duas exposições consecutivas de 15 segundos, para rejeitar eficientemente os impactos de raios cósmicos nos CCDs.
O plano focal da câmera é plano, com 64 cm de diâmetro. A imagem principal é realizada por um mosaico de 189 detectores CCD , cada um com 16 megapixels . Eles são agrupados em uma grade 5 x 5 de "jangadas", onde as 21 jangadas centrais contêm sensores de imagem 3 x 3, enquanto as quatro jangadas de canto contêm apenas três CCDs cada, para orientação e controle de foco. Os CCDs fornecem amostragem melhor do que 0,2 segundo de arco e serão resfriados a aproximadamente −100 ° C (173 K) para ajudar a reduzir o ruído.
A câmera inclui um filtro localizado entre a segunda e a terceira lentes e um mecanismo de troca automática de filtro. Embora a câmera tenha seis filtros ( ugrizy ) cobrindo comprimentos de onda de 330 a 1080 nm, a posição da câmera entre os espelhos secundário e terciário limita o tamanho de seu trocador de filtro. Ele pode conter apenas cinco filtros por vez, portanto, a cada dia, um dos seis deve ser escolhido para ser omitido na noite seguinte.
Processamento de dados de imagem
Permitindo manutenção, mau tempo e outras contingências, a câmera deve tirar mais de 200.000 fotos (1,28 petabytes não compactados) por ano, muito mais do que pode ser analisado por humanos. Espera-se que o gerenciamento e a análise eficaz da enorme produção do telescópio sejam a parte mais difícil do projeto do ponto de vista técnico. Em 2010, os requisitos iniciais de computador foram estimados em 100 teraflops de capacidade de computação e 15 petabytes de armazenamento, aumentando à medida que o projeto coleta dados. Em 2018, as estimativas aumentaram para 250 teraflops e 100 petabytes de armazenamento.
Uma vez que as imagens são tiradas, elas são processadas de acordo com três escalas de tempo diferentes, prontas (dentro de 60 segundos), diariamente e anualmente .
Os produtos imediatos são alertas, emitidos dentro de 60 segundos de observação, sobre objetos que mudaram de brilho ou posição em relação às imagens arquivadas daquela posição no céu. Transferir, processar e diferenciar essas imagens grandes em 60 segundos (os métodos anteriores levavam horas, em imagens menores) é um problema significativo de engenharia de software por si só. Aproximadamente 10 milhões de alertas serão gerados por noite. Cada alerta incluirá o seguinte:
- Alerta e ID do banco de dados: IDs que identificam exclusivamente este alerta
- A caracterização fotométrica, astrométrica e de forma da fonte detectada
- Cortes de 30 × 30 pixels (em média) do modelo e imagens de diferença (no formato FITS )
- A série temporal (até um ano) de todas as detecções anteriores desta fonte
- Várias estatísticas resumidas ("recursos") calculadas da série temporal
Não há período proprietário associado aos alertas - eles estão disponíveis para o público imediatamente, uma vez que o objetivo é transmitir rapidamente quase tudo que o LSST sabe sobre qualquer evento, permitindo a classificação downstream e a tomada de decisões. O LSST gerará uma taxa de alertas sem precedentes, centenas por segundo, quando o telescópio estiver operando. A maioria dos observadores estará interessada em apenas uma pequena fração desses eventos, então os alertas serão enviados para "corretores de eventos" que encaminham subconjuntos para as partes interessadas. O LSST fornecerá um corretor simples e fornecerá o fluxo de alerta completo para corretores de eventos externos. O Zwicky Transient Facility servirá como um protótipo do sistema LSST, gerando 1 milhão de alertas por noite.
Os produtos diários , lançados dentro de 24 horas de observação, compreendem as imagens daquela noite e os catálogos de origem derivados das imagens das diferenças. Isso inclui parâmetros orbitais para objetos do sistema solar. As imagens estarão disponíveis em duas formas: Raw Snaps , ou dados direto da câmera, e Single Visit Images , que foram processadas e incluem remoção de assinatura instrumental (ISR), estimativa de fundo, detecção de fonte, deblending e medições, estimativa de função de espalhamento de ponto e calibração astrométrica e fotométrica.
Os produtos de dados de lançamentos anuais serão disponibilizados uma vez por ano, reprocessando todo o conjunto de dados científicos até o momento. Esses incluem:
- Imagens calibradas
- Medições de posições, fluxos e formas
- Informação de variabilidade
- Uma descrição compacta das curvas de luz
- Um reprocessamento uniforme dos produtos de dados imediatos baseados em imagens de diferença
- Um catálogo de cerca de 6 milhões de objetos do Sistema Solar, com suas órbitas
- Um catálogo de aproximadamente 37 bilhões de objetos do céu (20 bilhões de galáxias e 17 bilhões de estrelas), cada um com mais de 200 atributos
O lançamento anual será calculado parcialmente pela NCSA e parcialmente pelo IN2P3 na França.
A LSST está reservando 10% de sua capacidade de computação e espaço em disco para produtos de dados gerados pelo usuário . Eles serão produzidos executando algoritmos personalizados sobre o conjunto de dados LSST para fins especializados, usando interfaces de programa de aplicativos (APIs) para acessar os dados e armazenar os resultados. Isso evita a necessidade de baixar e, em seguida, fazer upload de grandes quantidades de dados, permitindo que os usuários usem o armazenamento LSST e a capacidade de computação diretamente. Também permite que grupos acadêmicos tenham políticas de liberação diferentes do LSST como um todo.
Uma versão inicial do software de processamento de dados de imagem LSST está sendo usada pelo instrumento Hyper Suprime-Cam do telescópio Subaru , um instrumento de pesquisa de campo amplo com uma sensibilidade semelhante ao LSST, mas um quinto do campo de visão: 1,8 graus quadrados contra o 9,6 graus quadrados de LSST.
Objetivos científicos
O LSST cobrirá cerca de 18.000 graus 2 do céu do sul com 6 filtros em sua pesquisa principal, com cerca de 825 visitas a cada local. Espera-se que os limites de magnitude 5σ ( SNR maior que 5) sejam r <24,5 em imagens únicas er <27,8 nos dados empilhados completos.
A pesquisa principal usará cerca de 90% do tempo de observação. Os 10% restantes serão usados para obter melhor cobertura para metas e regiões específicas. Isso inclui observações muito profundas ( r ∼ 26), tempos de revisita muito curtos (cerca de um minuto), observações de regiões "especiais" como a eclíptica , o plano galáctico e as grandes e pequenas nuvens de Magalhães e áreas cobertas em detalhes por - pesquisas de comprimento de onda, como COSMOS e Chandra Deep Field South . Combinados, esses programas especiais aumentarão a área total para cerca de 25.000 graus 2 .
Objetivos científicos particulares do LSST incluem:
- Estudar a energia escura e a matéria escura medindo lentes gravitacionais fracas , oscilações acústicas bárions e fotometria de supernovas do tipo Ia , tudo em função do desvio para o vermelho.
- Mapeamento de pequenos objetos no Sistema Solar , particularmente asteróides próximos à Terra e objetos do cinturão de Kuiper . Espera-se que o LSST aumente o número de objetos catalogados por um fator de 10–100. Também ajudará na busca pelo hipotético Planeta Nove .
- Detectar eventos astronômicos transitórios, incluindo novas , supernovas , explosões de raios gama , variabilidade de quasar e lentes gravitacionais , e fornecer notificações de eventos imediatos para facilitar o acompanhamento.
- Mapeando a Via Láctea .
Devido ao seu amplo campo de visão e alta sensibilidade, espera-se que o LSST esteja entre as melhores perspectivas para a detecção de contrapartes ópticas para eventos de ondas gravitacionais detectados pelo LIGO e outros observatórios.
Também se espera que o vasto volume de dados produzidos levará a descobertas fortuitas adicionais .
A NASA foi incumbida pelo Congresso dos EUA de detectar e catalogar 90% da população NEO de 140 metros ou mais. Estima-se que o LSST, por si só, detecte 62% de tais objetos e, de acordo com a National Academy of Sciences , estender sua pesquisa de dez para doze anos seria a maneira mais econômica de concluir a tarefa.
O Observatório Rubin tem um programa de Educação e Divulgação Pública (EPO). O Rubin Observatory EPO atenderá quatro categorias principais de usuários: o público em geral, educadores formais, pesquisadores principais da ciência cidadã e desenvolvedores de conteúdo em instalações informais de educação científica. O Observatório Rubin fará parceria com a Zooniverse para vários de seus projetos de ciência cidadã.
Comparação com outras pesquisas do céu
Houve muitos outros levantamentos ópticos do céu , alguns ainda em andamento. Para comparação, aqui estão alguns dos principais levantamentos ópticos usados atualmente, com diferenças observadas:
- Levantamentos fotográficos do céu, como o National Geographic Society - Palomar Observatory Sky Survey e sua versão digitalizada, o Digitized Sky Survey . Esta tecnologia está obsoleta, com muito menos profundidade e, em geral, retirada de sites de observação de pior visão. No entanto, esses arquivos ainda são usados, pois abrangem um intervalo de tempo muito maior - mais de 100 anos em alguns casos - e cobrem todo o céu. As varreduras das placas atingiram um limite de R ~ 18 e B ~ 19,5 em 90% do céu, e cerca de uma magnitude mais fraca em 50% do céu.
- O Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (2000–2009) pesquisou 14.555 graus quadrados do céu do hemisfério norte, com um telescópio de 2,5 metros. Continua até os dias atuais como um levantamento espectrográfico. Sua magnitude fotométrica limite variou de 20,5 a 22,2, dependendo do filtro.
- Pan-STARRS (2010-presente) é um levantamento do céu em andamento usando dois telescópios Ritchey-Chrétien de campo amplo de 1,8 m localizados em Haleakala, no Havaí. Até que o LSST comece a operar, ele continuará sendo o melhor detector de objetos próximos à Terra. Sua cobertura, 30.000 graus quadrados, é comparável ao que o LSST cobrirá. A profundidade da imagem única na pesquisa PS1 estava entre magnitude 20,9-22,0 dependendo do filtro.
- O DESI Legacy Imaging Surveys (2013-presente) analisa 14.000 graus quadrados do céu ao norte e ao sul com o telescópio Bok de 2,3 m , o telescópio Mayall de 4 metros e o telescópio Victor M. Blanco de 4 metros . O Legacy Surveys usa o Mayall Z-band Legacy Survey, o Beijing-Arizona Sky Survey e o Dark Energy Survey . O Legacy Surveys evitou a Via Láctea, pois ela se preocupava principalmente com galáxias distantes. A área de DES (5.000 graus quadrados) está inteiramente contida na área de pesquisa prevista de LSST no céu do sul. Suas exposições normalmente atingem magnitude 23-24.
- Gaia (2014-presente) é uma pesquisa em andamento baseada no espaço de todo o céu, cujo objetivo principal é a astrometria extremamente precisa de um bilhão de estrelas e galáxias. Sua área de coleta limitada (0,7 m 2 ) significa que ele não pode ver objetos tão fracos quanto outros levantamentos, mas sua localização é muito mais precisa. Embora não faça exposições no sentido tradicional, ele não pode detectar estrelas com intensidade inferior a 21.
- O Zwicky Transient Facility (2018-presente) é um levantamento de campo amplo rápido semelhante para detectar eventos transitórios. O telescópio tem um campo de visão ainda maior (47 graus quadrados; 5 × o campo), mas uma abertura significativamente menor (1,22 m; 1/30 da área). Ele está sendo usado para desenvolver e testar o software de alerta automatizado LSST. Suas exposições normalmente atingem magnitude 20-21.
- O Telescópio de Vigilância Espacial (planejado para 2022) é um telescópio de pesquisa de campo amplo rápido semelhante, usado principalmente para aplicações militares, com aplicações civis secundárias, incluindo detritos espaciais e detecção e catalogação de NEO .
Progresso da construção
O site Cerro Pachón foi selecionado em 2006. Os principais fatores foram o número de noites claras por ano, padrões climáticos sazonais e a qualidade das imagens vistas através da atmosfera local (ver). O local também precisava ter uma infraestrutura de observatório existente, para minimizar os custos de construção e acesso a links de fibra óptica, para acomodar os 30 terabytes de dados que o LSST produzirá a cada noite.
Em fevereiro de 2018, a construção estava bem encaminhada. A estrutura do edifício cúpula está concluída e 2018 viu a instalação dos principais equipamentos, incluindo HVAC , a cúpula, a câmara de revestimento do espelho e o conjunto de montagem do telescópio. Ele também viu a expansão das instalações da base da AURA em La Serena e o dormitório do cume compartilhado com outros telescópios na montanha.
Em fevereiro de 2018, a câmera e o telescópio compartilhavam o caminho crítico. O principal risco foi considerado se tempo suficiente foi alocado para a integração do sistema.
O projeto permanece dentro do orçamento, embora a contingência orçamentária seja restrita.
Em março de 2020, o trabalho nas instalações da cúpula e na câmera principal do SLAC foi suspenso devido à pandemia COVID-19 , embora o trabalho no software continue. Durante esse tempo, a câmera de comissionamento chegou às instalações da base e está sendo testada lá. Ele será movido para o cume quando for seguro fazê-lo.
Espelhos
O espelho primário, a parte mais crítica e demorado de construção de um grande telescópio, foi feito ao longo de um período de 7 anos pela Universidade do Arizona 's Steward Observatory Espelho Lab. A construção do molde começou em novembro de 2007, a fundição do espelho foi iniciada em março de 2008 e o molde do espelho foi declarado "perfeito" no início de setembro de 2008. Em janeiro de 2011, as figuras M1 e M3 completaram a geração e a retificação fina, e o polimento havia começado no M3.
O espelho foi concluído em dezembro de 2014. A parte do M3 sofreu especialmente com pequenas bolhas de ar que, quando rompiam a superfície, causavam defeitos de "pés de galinha" na superfície. As bolhas prendiam o abrasivo abrasivo, que produzia arranhões de alguns mm de comprimento irradiando para fora da bolha. Deixado como está, isso aumentaria a função de propagação do ponto do telescópio , reduzindo a sensibilidade em 3% (para 97% do nominal) e aumentaria a parte do céu obscurecida por estrelas brilhantes de 4% para 4,8% da área de pesquisa. Em janeiro de 2015, o projeto estava explorando maneiras de preencher os buracos e arranhões e concluiu que nenhum polimento adicional era necessário, pois as superfícies do espelho excediam os requisitos de função da estrutura.
O espelho foi oficialmente aceito em 13 de fevereiro de 2015. Em seguida, foi colocado na caixa de transporte de espelhos e armazenado em um hangar de avião até que seja integrado ao seu suporte de espelho. Em outubro de 2018, ele foi movido de volta para o laboratório de espelho e integrado à célula de suporte do espelho. Ele passou por testes adicionais em janeiro / fevereiro de 2019 e, em seguida, foi devolvido à sua caixa de transporte. Em março de 2019, foi enviado de caminhão para Houston, embarcado em um navio para entrega ao Chile e chegou ao cume em maio. Lá ele será reunido com a célula de suporte do espelho e revestido.
A própria câmara de revestimento, que será usada para revestir os espelhos assim que chegarem, chegou ao cume em novembro de 2018.
O espelho secundário foi fabricado pela Corning de vidro de expansão ultrabaixa e retificado em até 40 µm do formato desejado. Em novembro de 2009, o espaço em branco foi enviado para a Universidade de Harvard para armazenamento até que o financiamento para concluí-lo estivesse disponível. Em 21 de outubro de 2014, o molde do espelho secundário foi entregue de Harvard para a Exelis (agora uma subsidiária da Harris Corporation ) para moagem fina. O espelho concluído foi entregue ao Chile em 7 de dezembro de 2018 e foi revestido em julho de 2019.
Construção
A escavação do local começou a sério em 8 de março de 2011, e o local havia sido nivelado no final de 2011. Também durante esse tempo, o projeto continuou a evoluir, com melhorias significativas no sistema de suporte de espelho, defletores de luz difusa, tela de vento, e tela de calibração.
Em 2015, uma grande quantidade de rocha quebrada e argila foi encontrada sob o local do prédio de suporte adjacente ao telescópio. Isso causou um atraso de 6 semanas na construção durante a escavação e o preenchimento do espaço com concreto. Isso não afetou o telescópio propriamente dito ou sua cúpula, cujas fundações muito mais importantes foram examinadas mais detalhadamente durante o planejamento do local.
O edifício foi declarado substancialmente concluído em março de 2018. Em novembro de 2017, a cúpula estava prevista para ser concluída em agosto de 2018, mas em uma foto de maio de 2019 ainda estava incompleta. A (ainda incompleta) cúpula do Observatório Rubin girou pela primeira vez por conta própria no 4T2019.
Conjunto de montagem do telescópio
A montagem do telescópio e o píer em que ele fica são projetos de engenharia substanciais por si só. O principal problema técnico é que o telescópio deve girar 3,5 graus em relação ao campo adjacente e se estabilizar em quatro segundos. Isso requer um píer e montagem telescópica muito rígidos, com variação e aceleração de velocidade muito alta (10 ° / seg e 10 ° / seg 2 , respectivamente). O projeto básico é convencional: uma montagem de altitude sobre azimute de aço, com mancais hidrostáticos em ambos os eixos, montada em um píer isolado da fundação do domo. No entanto, o píer do LSST é incomumente grande (16 m de diâmetro) e robusto (paredes de 1,25 m de espessura), e montado diretamente na rocha virgem, onde foi tomado cuidado durante a escavação do local para evitar o uso de explosivos que poderiam quebrá-lo. Outras características de design incomuns são motores lineares nos eixos principais e um piso rebaixado na montagem. Isso permite que o telescópio se estenda ligeiramente abaixo dos rolamentos de azimute, dando a ele um centro de gravidade muito baixo.
O contrato para a Montagem do Telescópio foi assinado em agosto de 2014. O TMA passou nos testes de aceitação em 2018 e chegou ao canteiro de obras em setembro de 2019.
Câmera
Em agosto de 2015, o projeto da Câmera LSST, que é financiado separadamente pelo Departamento de Energia dos EUA , foi aprovado na revisão do projeto de "decisão crítica 3", com o comitê de revisão recomendando o DoE aprovar formalmente o início da construção. Em 31 de agosto, foi dada a homologação e teve início a construção do SLAC . Em setembro de 2017, a construção da câmera estava 72% concluída, com financiamento suficiente (incluindo contingências) para concluir o projeto. Em setembro de 2018, o criostato foi concluído, as lentes fixadas e 12 das 21 jangadas necessárias de sensores CCD foram entregues. Em setembro de 2020, todo o plano focal estava completo e em testes.
Renderização da câmera LSST.
Desenho em corte codificado por cores da câmera LSST.
Visão explodida dos componentes ópticos da câmera LSST.
Antes de a câmera final ser instalada, uma versão menor e mais simples (a Câmera de Comissionamento ou ComCam) será usada "para realizar o alinhamento precoce do telescópio e tarefas de comissionamento, concluir a primeira luz de engenharia e, possivelmente, produzir dados científicos utilizáveis antecipadamente".
Transporte de dados
Os dados devem ser transportados da câmera para as instalações da cúpula, para as instalações da base e, em seguida, para a instalação de dados LSST no National Center for Supercomputing Applications nos Estados Unidos. Essa transferência deve ser muito rápida (100 Gbit / s ou melhor) e confiável, pois o NCSA é onde os dados serão processados em produtos de dados científicos, incluindo alertas em tempo real de eventos transitórios. Essa transferência usa vários cabos de fibra ótica da instalação básica em La Serena para Santiago e , em seguida, por meio de duas rotas redundantes para Miami, onde se conecta à infraestrutura de alta velocidade existente. Esses dois links redundantes foram ativados em março de 2018 pelo consórcio AmLight.
Uma vez que a transferência de dados atravessa fronteiras internacionais, muitos grupos diferentes estão envolvidos. Isso inclui a Associação de Universidades para Pesquisa em Astronomia (AURA, Chile e EUA), REUNA (Chile), Florida International University (EUA), AmLightExP (EUA), RNP (Brasil) e Universidade de Illinois em Urbana – Champaign NCSA (EUA), todos participando da Equipe de Engenharia de Rede LSST (NET). Essa colaboração projeta e oferece desempenho de rede ponta a ponta em vários domínios e provedores de rede.
Possível impacto das constelações de satélites
Um estudo feito em 2020 pelo Observatório Europeu do Sul estimou que até 30% a 50% das exposições em torno do crepúsculo com o Observatório Rubin seriam severamente afetadas por constelações de satélites . Os telescópios de pesquisa têm um grande campo de visão e estudam fenômenos de curta duração, como supernovas ou asteróides , e os métodos de mitigação que funcionam em outros telescópios podem ser menos eficazes. As imagens seriam afetadas principalmente durante o crepúsculo (50%) e no início e fim da noite (30%). Para trilhas brilhantes, a exposição completa pode ser arruinada por uma combinação de saturação, diafonia (pixels distantes ganhando sinal devido à natureza da eletrônica CCD) e fantasmas (reflexos internos dentro do telescópio e câmera) causados pela trilha do satélite, afetando um área do céu significativamente maior do que o caminho do satélite durante a geração de imagens. Para trilhas mais fracas, apenas um quarto da imagem seria perdido. Um estudo anterior do Observatório Rubin encontrou um impacto de 40% no crepúsculo e apenas as noites no meio do inverno não seriam afetadas.
As possíveis abordagens para esse problema seriam uma redução do número ou brilho dos satélites, atualizações do sistema de câmeras CCD do telescópio ou ambos. As observações dos satélites Starlink mostraram uma diminuição do brilho da trilha do satélite para satélites escurecidos. Essa diminuição, entretanto, não é suficiente para mitigar o efeito em pesquisas de campo amplo como a conduzida pelo Observatório Rubin. Portanto, a SpaceX está introduzindo um guarda-sol nos satélites mais recentes, para manter as partes do satélite visíveis do solo, longe da luz solar direta. O objetivo é manter os satélites abaixo de 7ª magnitude, para evitar a saturação dos detectores. Isso limita o problema apenas ao rastro do satélite e não a toda a imagem.
Notas
Galeria
Céu limpo no Cerro Pachón 
Esta imagem mostra o Observatório Vera C. Rubin, atualmente em construção no topo do Cerro Pachón, nos Andes chilenos
Veja também
- Lista dos maiores telescópios ópticos de reflexão
- Pan-STARRS
- The Dark Energy Survey
- VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy)
- VLT Survey Telescope
Referências
links externos
- Website oficial
- Site oficial do Legacy Survey of Space and Time
- Webcams de estaleiros de construção LSST
- Relatórios e documentação LSST
- Artigo do New Scientist SPACE
- Tutoriais LSST para Físicos de Partículas Experimentais é uma explicação detalhada do design do LSST (em fevereiro de 2006) e objetivos de ciência de lente fraca que não assume muito conhecimento de astronomia.
- The New Digital Sky é um vídeo de uma apresentação em 25 de julho de 2006 no Google sobre o LSST, particularmente as questões de gerenciamento de dados.
- Anúncio de participação do HULIQ Google
- LSST Science Collaborations; Abell, Paul A .; Allison, Julius; Anderson, Scott F .; Andrew, John R .; Angel, J. Roger P .; Armus, Lee; Arnett, David; Asztalos, SJ (2009-10-16). LSST Science Book, versão 2.0 . 0912 . p. 201. arXiv : 0912.0201 . Bibcode : 2009arXiv0912.0201L . Página visitada em 16/01/2011 ., uma visão geral atualizada e expandida.