Observatoire Vera C. Rubin - Vera C. Rubin Observatory

Observatoire Vera C. Rubin
Grand télescope d'enquête synoptique 3 4 render 2013.png
Rendu du LSST terminé
Noms alternatifs LSST Modifiez ceci sur Wikidata
Nommé après Vera Rubin Modifiez ceci sur Wikidata
Emplacements) Province d'Elqui , Région de Coquimbo , Chili
Coordonnées 30°14′40.7″S 70°44′57.9″W / 30.244639°S 70.749417°O / -30.244639; -70.749417 Coordonnées: 30°14′40.7″S 70°44′57.9″W / 30.244639°S 70.749417°O / -30.244639; -70.749417
Organisation Grande société de télescopes synoptiques Modifiez ceci sur Wikidata
Altitude 2 663 m (8 737 pi), sommet de la jetée
Longueur d'onde 320–1060 nm
Construit 2015-2021 ( 2015-2021 ) Modifiez ceci sur Wikidata
Première lumière prévu en 2022/2023
Style de télescope Anastigmat à trois miroirs , grand angle Paul-Baker / Mersenne-Schmidt
Diamètre 8,417 m (27,6 pi) physique
8,360 m (27,4 pi) optique
5,116 m (16,8 pi) intérieur
Diamètre secondaire 3.420 m (1.800 m intérieur)
Diamètre tertiaire 5.016 m (1.100 m intérieur)
Résolution angulaire 0,7 "médiane voyant limite
0,2" taille de pixel
Zone de collecte 35 mètres carrés (376,7 pieds carrés)
Distance focale 10,31 m (f/1,23) hors tout
9,9175 m (f/1,186) primaire
Montage monture altazimutale Modifiez ceci sur Wikidata Modifiez ceci sur Wikidata
Site Internet www .vro .org /,%20https : //www .lsst .org / Modifiez ceci sur Wikidata
L'observatoire Vera C. Rubin est situé au Chili
Observatoire Vera C. Rubin
Localisation de l'observatoire Vera C. Rubin
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Vue d'artiste du LSST à l'intérieur de sa coupole. Le LSST effectuera un levé d'imagerie en profondeur sur dix ans dans six larges bandes optiques sur la zone d'étude principale de 18 000 degrés carrés.

L' observatoire Vera C. Rubin , anciennement connu sous le nom de Large Synoptic Survey Telescope ( LSST ), est un observatoire astronomique actuellement en construction au Chili. Sa tâche principale sera un levé astronomique, le Legacy Survey of Space and Time ( LSST ). L'observatoire Rubin dispose d'un télescope à réflexion à grand champ avec un miroir primaire de 8,4 mètres qui photographiera tout le ciel disponible toutes les quelques nuits. Le mot synoptique est dérivé des mots grecs σύν (syn « ensemble ») et ὄψις (opsis « vue »), et décrit des observations qui donnent une vue d'ensemble d'un sujet à un moment donné. L'observatoire porte le nom de Vera Rubin , une astronome américaine qui a été la pionnière des découvertes sur les taux de rotation des galaxies.

Le télescope utilise une nouvelle conception à trois miroirs, une variante de l' anastigmat à trois miroirs , qui permet à un télescope compact de fournir des images nettes sur un très large champ de vision de 3,5 degrés de diamètre. Les images seront enregistrées par une caméra d' imagerie CCD de 3,2 gigapixels , la plus grande caméra numérique jamais construite. Le télescope est situé sur le pic El Peñón du Cerro Pachón , une montagne de 2 682 mètres de haut dans la région de Coquimbo , au nord du Chili , à côté des télescopes de recherche astrophysique Gemini Sud et Sud existants . L'installation de base du LSST est située à environ 100 kilomètres (62 mi) par la route, dans la ville de La Serena .

Le LSST a été proposé en 2001, et la construction du miroir a commencé (avec des fonds privés) en 2007. Le LSST est alors devenu le grand projet au sol le mieux classé dans l' enquête décennale d'astrophysique de 2010 , et le projet a officiellement commencé la construction le 1er août 2014 lorsque la National Science Foundation (NSF) a autorisé la partie FY2014 (27,5 millions de dollars) de son budget de construction. Le financement provient de la NSF, du Département de l'énergie des États-Unis et de fonds privés collectés par l'organisation internationale à but non lucratif dédiée, la LSST Corporation. Les opérations sont sous la direction de l' Association des universités pour la recherche en astronomie (AURA).

La cérémonie de pose de la première pierre a eu lieu le 14 avril 2015. La construction du site a commencé le 14 avril 2015, avec la première lumière pour la caméra d'ingénierie attendue en octobre 2022 et les opérations d'enquête complètes ne commençant pas avant octobre 2023, en raison du calendrier lié au COVID. retards. Les données du LSST deviendront pleinement publiques après deux ans.

Nom

En juin 2019, le changement de nom du Large Synoptic Survey Telescope (LSST) en Observatoire Vera C. Rubin a été initié par Eddie Bernice Johnson et Jenniffer González-Colón . Le changement de nom a été promulgué le 20 décembre 2019. Le changement de nom officiel a été annoncé lors de la réunion d'hiver 2020 de l' American Astronomical Society . L'observatoire porte le nom de Vera C. Rubin . Le nom honore l'héritage de Rubin et de ses collègues pour sonder la nature de la matière noire en cartographiant et en cataloguant des milliards de galaxies à travers l'espace et le temps.

Le télescope sera nommé Simonyi Survey Telescope, en hommage aux donateurs privés Charles et Lisa Simonyi.

Histoire

L'objectif L1 pour le LSST, 2018

Le LSST est le successeur d'une longue tradition de relevés du ciel . Ceux-ci ont commencé comme des catalogues compilés visuellement au 18ème siècle, tels que le catalogue Messier . Cela a été remplacé par des relevés photographiques, à commencer par la Harvard Plate Collection de 1885 , la National Geographic Society – Palomar Observatory Sky Survey et d'autres. Vers 2000, les premiers relevés numériques, tels que le Sloan Digital Sky Survey (SDSS), ont commencé à remplacer les plaques photographiques des relevés précédents.

Le LSST a évolué à partir du concept antérieur du télescope sur la matière noire , mentionné dès 1996. Le cinquième rapport décennal , Astronomy and Astrophysics in the New Millennium , a été publié en 2001 et a recommandé le "Large-Aperture Synoptic Survey Telescope" comme un initiative. Même à ce stade précoce, la conception de base et les objectifs ont été fixés :

Le télescope de sondage Simonyi est un télescope optique de classe 6,5 m conçu pour étudier le ciel visible chaque semaine jusqu'à un niveau beaucoup plus faible que celui atteint par les sondages existants. Il cataloguera 90 pour cent des objets géocroiseurs de plus de 300 m et évaluera la menace qu'ils représentent pour la vie sur Terre. Il trouvera quelque 10 000 objets primitifs dans la ceinture de Kuiper, qui contient un enregistrement fossile de la formation du système solaire. Il contribuera également à l'étude de la structure de l'univers en observant des milliers de supernovae, à la fois proches et à grand décalage vers le rouge, et en mesurant la distribution de la matière noire par lentille gravitationnelle. Toutes les données seront disponibles via l'Observatoire virtuel national (voir ci-dessous sous "Petites initiatives"), donnant accès aux astronomes et au public à des images très profondes de l'évolution du ciel nocturne.

Le développement initial a été financé par un certain nombre de petites subventions, avec des contributions majeures en janvier 2008 par les milliardaires du logiciel Charles et Lisa Simonyi et Bill Gates de 20 et 10 millions de dollars respectivement. 7,5 millions de dollars ont été inclus dans la demande de budget NSF pour l'exercice 2013 du président américain. Le ministère de l'Énergie finance la construction de la composante appareil photo numérique par le SLAC National Accelerator Laboratory , dans le cadre de sa mission de comprendre l'énergie noire.

Dans l' enquête décennale de 2010 , le LSST a été classé comme l'instrument au sol de la plus haute priorité.

Le financement de la NSF pour le reste de la construction a été autorisé le 1er août 2014. La caméra est financée séparément par le ministère de l'Énergie. Les organisations chefs de file sont :

En novembre 2016, le chemin critique du projet était la construction, l'intégration et les tests de la caméra.

En mai 2018, le Congrès a étonnamment affecté beaucoup plus de fonds que le télescope n'avait demandé, dans l'espoir d'accélérer la construction et l'exploitation. La direction du télescope était reconnaissante mais n'était pas sûre que cela aiderait, car à la dernière étape de la construction, ils n'étaient pas limités en argent.

Aperçu

La conception du télescope d'enquête Simonyi est unique parmi les grands télescopes (miroirs primaires de classe 8 m) car elle possède un champ de vision très large : 3,5 degrés de diamètre ou 9,6 degrés carrés. À titre de comparaison, le Soleil et la Lune , vus de la Terre , mesurent 0,5 degré de diamètre, soit 0,2 degré carré. Combiné à sa grande ouverture (et donc à sa capacité de collecte de lumière), cela lui donnera une étendue spectaculairement grande de 319 m 2 degré 2 . C'est plus de trois fois l'étendue des meilleurs télescopes existants, le télescope Subaru avec sa caméra Hyper Suprime et Pan-STARRS , et plus d'un ordre de grandeur meilleur que la plupart des grands télescopes.

Optique

Le miroir primaire/tertiaire du LSST coulé avec succès, août 2008.
Optique du télescope LSST.

Le télescope d'enquête Simonyi est le dernier d'une longue série d'améliorations offrant aux télescopes des champs de vision plus larges. Les premiers télescopes à réflexion utilisaient des miroirs sphériques, qui, bien que faciles à fabriquer et à tester, souffrent d' aberrations sphériques ; une distance focale très longue était nécessaire pour réduire l'aberration sphérique à un niveau tolérable. Rendre le miroir primaire parabolique supprime l'aberration sphérique dans l'axe, mais le champ de vision est alors limité par la coma hors axe . Une telle primaire parabolique, avec un foyer principal ou Cassegrain , était la conception optique la plus courante jusqu'au télescope Hale en 1949. Après cela, les télescopes utilisaient principalement la conception Ritchey-Chrétien , utilisant deux miroirs hyperboliques pour éliminer à la fois l'aberration sphérique et le coma. , ne laissant que l' astigmatisme , et donnant un champ de vision utile plus large. La plupart des grands télescopes depuis le Hale utilisent cette conception - les télescopes Hubble et Keck sont Ritchey-Chrétien, par exemple. LSST utilisera un anastigmat à trois miroirs pour annuler l'astigmatisme : trois miroirs non sphériques. Le résultat est des images nettes sur un champ de vision très large, mais au détriment de la puissance de collecte de la lumière en raison du grand miroir tertiaire.

Le miroir primaire du télescope (M1) mesure 8,4 mètres (28 pieds) de diamètre, le miroir secondaire (M2) mesure 3,4 mètres (11,2 pieds) de diamètre et le miroir tertiaire (M3), à l'intérieur du primaire en forme d'anneau, mesure 5,0. mètres (16 pieds) de diamètre. Le miroir secondaire devrait être le plus grand miroir convexe de tous les télescopes en fonctionnement, jusqu'à ce qu'il soit dépassé par le miroir secondaire de 4,2 m de l' ELT .  2024 . Les deuxième et troisième miroirs réduisent la zone de collecte de lumière du miroir principal à 35 mètres carrés (376,7 pieds carrés), ce qui équivaut à un télescope de 6,68 mètres de diamètre (21,9 pieds). En multipliant cela par le champ de vision, on obtient une étendue de 336 m 2 degré 2 ; le chiffre réel est réduit par le vignettage .

Les miroirs primaire et tertiaire (M1 et M3) sont conçus comme une seule pièce de verre, le « monolithe M1M3 ». Placer les deux miroirs au même endroit minimise la longueur totale du télescope, ce qui facilite la réorientation rapide. Les fabriquer à partir du même morceau de verre donne une structure plus rigide que deux miroirs séparés, contribuant à un tassement rapide après le mouvement.

L'optique comprend trois lentilles correctrices pour réduire les aberrations. Ces lentilles et les filtres du télescope sont intégrés à l'ensemble caméra. La première lentille à 1,55 m de diamètre est la plus grande lentille jamais construite, et la troisième lentille forme la fenêtre à vide devant le plan focal.

Caméra

Modèle de matrice de plan focal LSST, taille réelle. Le diamètre du tableau est de 64 cm. Cette mosaïque fournira plus de 3 gigapixels par image. L'image de la Lune (30 minutes d'arc) est présente pour montrer l'échelle du champ de vision. La maquette est présentée par Suzanne Jacoby, directrice de la communication de l'Observatoire Rubin.

Un appareil photo numérique à foyer principal de 3,2 gigapixels prendra une exposition de 15 secondes toutes les 20 secondes. Le rejointoiement d'un si grand télescope (y compris le temps de stabilisation) en 5 secondes nécessite une structure exceptionnellement courte et rigide. Cela implique à son tour un très petit nombre f , ce qui nécessite une mise au point très précise de l'appareil photo.

Les expositions de 15 secondes sont un compromis pour permettre de repérer à la fois les sources faibles et mobiles. Des expositions plus longues réduiraient les frais généraux de lecture de la caméra et de repositionnement du télescope, permettant une imagerie plus profonde, mais les objets en mouvement rapide tels que les objets proches de la Terre se déplaceraient de manière significative pendant une exposition. Chaque point du ciel est imagé avec deux expositions consécutives de 15 secondes, pour rejeter efficacement les impacts de rayons cosmiques sur les CCD.

Le plan focal de la caméra est plat, 64 cm de diamètre. L'imagerie principale est réalisée par une mosaïque de 189 détecteurs CCD de 16 mégapixels chacun . Ils sont regroupés dans une grille de "radeaux" 5 × 5, où les 21 radeaux centraux contiennent des capteurs d'imagerie 3 × 3, tandis que les quatre radeaux d'angle ne contiennent que trois CCD chacun, pour le guidage et le contrôle de la mise au point. Les capteurs CCD fournissent un échantillonnage supérieur à 0,2 seconde d'arc et seront refroidis à environ -100 °C (173 K) pour aider à réduire le bruit.

La caméra comprend un filtre situé entre les deuxième et troisième objectifs, et un mécanisme de changement de filtre automatique. Bien que la caméra dispose de six filtres ( ugrizy ) couvrant des longueurs d'onde de 330 à 1080 nm, la position de la caméra entre les miroirs secondaire et tertiaire limite la taille de son changeur de filtres. Il ne peut contenir que cinq filtres à la fois, donc chaque jour, l'un des six doit être choisi pour être omis pour la nuit suivante.

Traitement des données d'images

Scan de la gravure Flammarion prise avec le LSST en septembre 2020.

Compte tenu de la maintenance, du mauvais temps et d'autres imprévus, l'appareil photo devrait prendre plus de 200 000 photos (1,28  pétaoctet non compressé) par an, bien plus que ce qui peut être examiné par des humains. La gestion et l' analyse efficace de l'énorme sortie du télescope devraient être la partie techniquement la plus difficile du projet. En 2010, les besoins informatiques initiaux étaient estimés à 100 téraflops de puissance de calcul et 15 pétaoctets de stockage, augmentant à mesure que le projet collecte des données. En 2018, les estimations étaient passées à 250 téraflops et 100 pétaoctets de stockage.

Une fois les images prises, elles sont traitées selon trois échelles de temps différentes, rapide (dans les 60 secondes), quotidienne et annuelle .

Les produits d' invite sont des alertes, émises dans les 60 secondes suivant l'observation, sur des objets qui ont changé de luminosité ou de position par rapport aux images archivées de cette position du ciel. Le transfert, le traitement et la différenciation d'images aussi volumineuses en 60 secondes (les méthodes précédentes prenaient des heures, sur des images plus petites) est en soi un problème d'ingénierie logicielle important. Environ 10 millions d'alertes seront générées par nuit. Chaque alerte comprendra les éléments suivants :

  • ID d'alerte et de base de données : identifiants identifiant de manière unique cette alerte
  • La caractérisation photométrique, astrométrique et de forme de la source détectée
  • Découpes de 30×30 pixels (en moyenne) du modèle et des images de différence (au format FITS )
  • La série chronologique (jusqu'à un an) de toutes les détections précédentes de cette source
  • Diverses statistiques récapitulatives ("caractéristiques") calculées de la série chronologique

Il n'y a pas de période propriétaire associée aux alertes - elles sont immédiatement disponibles pour le public, car l'objectif est de transmettre rapidement presque tout ce que LSST sait sur un événement donné, permettant une classification et une prise de décision en aval. LSST générera un taux d'alertes sans précédent, des centaines par seconde lorsque le télescope fonctionne. La plupart des observateurs ne s'intéresseront qu'à une infime fraction de ces événements, de sorte que les alertes seront transmises aux "courtiers d'événements" qui transmettront des sous-ensembles aux parties intéressées. LSST fournira un courtier simple et fournira le flux d'alerte complet aux courtiers d'événements externes. L' installation transitoire de Zwicky servira de prototype de système LSST, générant 1 million d'alertes par nuit.

Les produits quotidiens , diffusés dans les 24 heures suivant l'observation, comprennent les images de cette nuit-là et les catalogues sources dérivés des différentes images. Cela inclut les paramètres orbitaux pour les objets du système solaire. Les images seront disponibles sous deux formes : des instantanés bruts , ou des données provenant directement de la caméra, et des images de visite unique , qui ont été traitées et incluent la suppression de la signature instrumentale (ISR), l'estimation de l'arrière-plan, la détection de la source, la suppression et les mesures, l' estimation de la fonction d'étalement des points. , et l'étalonnage astrométrique et photométrique.

Les produits de données de diffusion annuelle seront mis à disposition une fois par an, en re-traitant l'ensemble des données scientifiques à ce jour. Ceux-ci inclus:

  • Images calibrées
  • Mesures de positions, de flux et de formes
  • Informations sur la variabilité
  • Une description compacte des courbes de lumière
  • Un retraitement uniforme des produits de données d'invite basés sur l'imagerie par différence
  • Un catalogue d'environ 6 millions d'objets du système solaire, avec leurs orbites
  • Un catalogue d'environ 37 milliards d'objets célestes (20 milliards de galaxies et 17 milliards d'étoiles), chacun avec plus de 200 attributs

La libération annuelle sera calculée en partie par le NCSA et en partie par l' IN2P3 en France.

LSST réserve 10 % de sa puissance de calcul et de son espace disque aux produits de données générés par les utilisateurs . Ceux-ci seront produits en exécutant des algorithmes personnalisés sur l'ensemble de données LSST à des fins spécialisées, en utilisant des interfaces de programme d'application (API) pour accéder aux données et stocker les résultats. Cela évite le téléchargement, puis le téléchargement, d'énormes quantités de données en permettant aux utilisateurs d'utiliser directement la capacité de stockage et de calcul du LSST. Cela permet également aux groupes universitaires d'avoir des politiques de libération différentes de celles du LSST dans son ensemble.

Une première version du logiciel de traitement de données d'images LSST est utilisée par l' instrument Hyper Suprime-Cam du télescope Subaru , un instrument de relevé à grand champ avec une sensibilité similaire à celle du LSST mais un cinquième du champ de vision : 1,8 degré carré par rapport au 9,6 degrés carrés de LSST.

Objectifs scientifiques

Comparaison des miroirs primaires de plusieurs télescopes optiques . (Le LSST, avec son très grand trou central, est proche du centre du schéma).

LSST couvrira environ 18 000 degrés 2 du ciel austral avec 6 filtres dans son enquête principale, avec environ 825 visites à chaque endroit. Les limites de magnitude 5σ ( SNR supérieur à 5) devraient être r <24,5 dans les images individuelles et r <27,8 dans les données empilées complètes.

L'enquête principale utilisera environ 90 % du temps d'observation. Les 10 % restants seront utilisés pour obtenir une meilleure couverture pour des objectifs et des régions spécifiques. Cela comprend des observations très profondes ( r 26), des temps de revisite très courts (environ une minute), des observations de régions "spéciales" telles que l' écliptique , le plan galactique et les grands et petits nuages ​​de Magellan , et des zones couvertes en détail par plusieurs -des levés de longueur d'onde tels que COSMOS et le Chandra Deep Field South . Ensemble, ces programmes spéciaux augmenteront la superficie totale à environ 25 000 degrés 2 .

Les objectifs scientifiques particuliers du LSST comprennent :

En raison de son large champ de vision et de sa haute sensibilité, le LSST devrait être parmi les meilleures perspectives pour détecter les contreparties optiques des événements d'ondes gravitationnelles détectés par LIGO et d'autres observatoires.

On espère également que le vaste volume de données produites conduira à d'autres découvertes fortuites .

La NASA a été chargée par le Congrès américain de détecter et de cataloguer 90% de la population d'objets géocroiseurs de 140 mètres ou plus. On estime que le LSST, à lui seul, détecte 62% de ces objets, et selon la National Academy of Sciences , étendre son enquête de dix à douze ans serait le moyen le plus rentable de terminer la tâche.

L'observatoire Rubin a un programme d'éducation et de sensibilisation du public (EPO). Rubin Observatory EPO servira quatre catégories principales d'utilisateurs : le grand public, les éducateurs formels, les chercheurs principaux en sciences citoyennes et les développeurs de contenu dans les établissements d'enseignement scientifique informel. L'Observatoire Rubin s'associera à Zooniverse pour un certain nombre de leurs projets de science citoyenne.

Comparaison avec d'autres relevés du ciel

Ensemble haut de gamme abaissé par une grue de 500 tonnes

Il y a eu de nombreux autres relevés optiques du ciel , certains toujours en cours. À titre de comparaison, voici quelques-uns des principaux relevés optiques actuellement utilisés, avec des différences notées :

  • Des relevés photographiques du ciel, tels que la National Geographic Society – Palomar Observatory Sky Survey et sa version numérisée, le Digitized Sky Survey . Cette technologie est obsolète, avec beaucoup moins de profondeur, et en général tirée de sites d'observation de moins bonne visibilité. Cependant, ces archives sont toujours utilisées car elles s'étendent sur un intervalle de temps beaucoup plus grand - plus de 100 ans dans certains cas - et couvrent l'ensemble du ciel. Les balayages de plaques ont atteint une limite de R~18 et B~19,5 sur 90 % du ciel, et d'environ une magnitude plus faible sur 50 % du ciel.
  • Le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (2000-2009) a sondé 14 555 degrés carrés du ciel de l'hémisphère nord, avec un télescope de 2,5 mètres. Elle se poursuit jusqu'à nos jours sous la forme d'un relevé spectrographique. Sa magnitude photométrique limite variait de 20,5 à 22,2 selon le filtre.
  • Pan-STARRS (2010-présent) est une étude du ciel en cours utilisant deux télescopes Ritchey-Chrétien à grand champ de 1,8 m situés à Haleakala à Hawaï. Jusqu'à ce que le LSST commence à fonctionner, il restera le meilleur détecteur d'objets géocroiseurs. Sa couverture, 30 000 degrés carrés, est comparable à celle que couvrira le LSST. La profondeur de l'image unique dans le levé PS1 était comprise entre 20,9 et 22,0 selon le filtre.
  • Le DESI Legacy Imaging Surveys (2013-présent) examine 14 000 degrés carrés du ciel nord et sud avec le télescope Bok de 2,3 m , le télescope Mayall de 4 mètres et le télescope Victor M. Blanco de 4 mètres . Les Legacy Surveys utilisent le Mayall z-band Legacy Survey, le Beijing-Arizona Sky Survey et le Dark Energy Survey . Les Legacy Surveys évitaient la Voie lactée car elle concernait principalement les galaxies lointaines. La zone du DES (5 000 degrés carrés) est entièrement contenue dans la zone d'étude prévue du LSST dans le ciel austral. Ses expositions atteignent généralement la magnitude 23-24.
  • Gaia (2014-présent) est une étude spatiale en cours de l'ensemble du ciel, dont l'objectif principal est l' astrométrie extrêmement précise d'un milliard d'étoiles et de galaxies. Sa zone de collecte limitée (0,7 m 2 ) signifie qu'il ne peut pas voir des objets aussi faibles que d'autres relevés, mais ses emplacements sont beaucoup plus précis. Bien qu'il ne prenne pas d'expositions au sens traditionnel du terme, il ne peut pas détecter les étoiles dont la luminosité est supérieure à la magnitude 21.
  • L' installation transitoire de Zwicky (2018-présent) est une enquête rapide similaire à grand champ pour détecter les événements transitoires. Le télescope a un champ de vision encore plus grand (47 degrés carrés ; 5x le champ), mais une ouverture nettement plus petite (1,22 m ; 1/30 de la surface). Il est utilisé pour développer et tester le logiciel d'alerte automatisée LSST. Ses expositions atteignent généralement la magnitude 20-21.
  • Le télescope de surveillance spatiale (prévu en 2022) est un télescope d'enquête rapide à grand champ similaire utilisé principalement pour des applications militaires, avec des applications civiles secondaires, notamment la détection et le catalogage des débris spatiaux et des objets géocroiseurs .

Avancement des travaux

Avancement de la construction du bâtiment de l'observatoire LSST à Cerro Pachón en septembre 2019

Le site de Cerro Pachón a été sélectionné en 2006. Les principaux facteurs étaient le nombre de nuits claires par an, les conditions météorologiques saisonnières et la qualité des images vues à travers l'atmosphère locale (voir). Le site devait également disposer d'une infrastructure d'observatoire existante, afin de minimiser les coûts de construction, et d'un accès à des liaisons en fibre optique, pour accueillir les 30 téraoctets de données que LSST produira chaque nuit.

En février 2018, la construction était bien avancée. La coque du bâtiment du sommet est terminée et 2018 a vu l'installation d'équipements majeurs, notamment le CVC , le dôme, la chambre de revêtement du miroir et l'assemblage de la monture du télescope. Il a également vu l'expansion de l'installation de base AURA à La Serena et le dortoir du sommet partagé avec d'autres télescopes sur la montagne.

En février 2018, la caméra et le télescope se partageaient le chemin critique. Le principal risque était de savoir si suffisamment de temps était alloué à l'intégration du système.

Le projet reste dans les limites du budget, bien que la contingence budgétaire soit serrée.

En mars 2020, les travaux sur l'installation du sommet et la caméra principale du SLAC ont été suspendus en raison de la pandémie de COVID-19 , bien que les travaux sur le logiciel se poursuivent. Pendant ce temps, la caméra de mise en service est arrivée à l'installation de base et y est testée. Il sera déplacé au sommet quand il sera sécuritaire de le faire.

Miroirs

Le miroir primaire, la partie la plus critique et du temps de la construction d'un grand télescope, a été étalé sur une période de 7 ans par l' Université de l' Arizona de l' Observatoire Steward Mirror Lab. La construction du moule a commencé en novembre 2007, le moulage du miroir a commencé en mars 2008, et l'ébauche du miroir a été déclarée « parfaite » au début de septembre 2008. En janvier 2011, les figurines M1 et M3 avaient terminé la génération et le meulage fin, et le polissage avait commencé sur M3.

Le miroir a été achevé en décembre 2014. La partie M3 souffrait surtout de minuscules bulles d'air qui, lorsqu'elles brisaient la surface, provoquaient des défauts « pattes d'oie » en surface. Les bulles emprisonnaient l'abrasif de meulage, ce qui produisait des rayures de quelques mm de long rayonnant à partir de la bulle. Laissés tels quels, ceux-ci élargiraient la fonction de diffusion ponctuelle du télescope , réduisant la sensibilité de 3 % (à 97 % de la valeur nominale) et augmenteraient la portion du ciel obscurcie par les étoiles brillantes de 4 % à 4,8 % de la zone d'étude. En janvier 2015, le projet explorait les moyens de combler les trous et les rayures et a conclu qu'aucun autre polissage n'était nécessaire car les surfaces des miroirs dépassaient les exigences de fonction de la structure.

Le rétroviseur a été réceptionné formellement le 13 février 2015. Il a ensuite été placé dans la boîte de transport du rétroviseur et stocké dans un hangar d'avion jusqu'à ce qu'il soit intégré à son support de rétroviseur. En octobre 2018, il a été déplacé vers le laboratoire miroir et intégré à la cellule de support du miroir. Il a subi des tests supplémentaires en janvier/février 2019, puis a été remis dans sa caisse d'expédition. En mars 2019, il a été envoyé par camion à Houston, a été placé sur un navire pour être livré au Chili et est arrivé au sommet en mai. Là, il sera réuni avec la cellule de support du miroir et revêtu.

La chambre de revêtement, qui servira à enduire les miroirs une fois arrivés, est elle-même arrivée au sommet en novembre 2018.

Le miroir secondaire a été fabriqué par Corning de verre ultra faible dilatation et grossier sol à l' intérieur de 40 um de la forme souhaitée. En novembre 2009, l'ébauche a été expédiée à l'Université Harvard pour y être stockée jusqu'à ce que les fonds nécessaires à sa réalisation soient disponibles. Le 21 octobre 2014, l'ébauche de miroir secondaire a été livrée de Harvard à Exelis (maintenant une filiale de Harris Corporation ) pour un broyage fin. Le miroir terminé a été livré au Chili le 7 décembre 2018 et a été revêtu en juillet 2019.

Imeuble

Rendu en coupe du télescope, du dôme et du bâtiment de support. La version pleine résolution est grande et très détaillée.

L'excavation du site a commencé sérieusement le 8 mars 2011 et le site avait été nivelé à la fin de 2011. Pendant cette période également, la conception a continué d'évoluer, avec des améliorations significatives du système de support du miroir, des déflecteurs de lumière parasite, du pare-brise, et l'écran d'étalonnage.

En 2015, une grande quantité de roche brisée et d'argile a été trouvée sous le site du bâtiment de support adjacent au télescope. Cela a causé un retard de construction de 6 semaines pendant qu'il était creusé et l'espace rempli de béton. Cela n'a pas affecté le télescope lui-même ni son dôme, dont les fondations beaucoup plus importantes ont été examinées plus en profondeur lors de la planification du site.

Le bâtiment a été déclaré pratiquement achevé en mars 2018. En novembre 2017, le dôme devait être achevé en août 2018, mais sur une photo de mai 2019, il était encore incomplet. Le dôme (encore incomplet) de l'observatoire Rubin a tourné pour la première fois par ses propres moyens au 4T2019.

Assemblage de monture de télescope

Cette image de la semaine présente l'assemblage de la monture du télescope du télescope d'enquête Simonyi de 8,4 mètres à l'observatoire Vera C. Rubin, actuellement en construction au sommet du Cerro Pachón au Chili.

La monture du télescope et la jetée sur laquelle elle se trouve sont des projets d'ingénierie importants à part entière. Le principal problème technique est que le télescope doit pivoter de 3,5 degrés par rapport au champ adjacent et s'installer en quatre secondes. Cela nécessite une jetée et une monture de télescope très rigides, avec une rotation et une accélération à très grande vitesse (respectivement 10°/sec et 10°/sec 2 ). La conception de base est conventionnelle : un support d'altitude sur azimut en acier, avec des paliers hydrostatiques sur les deux axes, monté sur un pilier qui est isolé des fondations du dôme. Cependant, la jetée du LSST est exceptionnellement grande (16 m de diamètre) et robuste (parois de 1,25 m d'épaisseur), et montée directement sur le substratum rocheux vierge, où des précautions ont été prises lors de l'excavation du site pour éviter d'utiliser des explosifs qui pourraient la fissurer. D'autres caractéristiques de conception inhabituelles sont les moteurs linéaires sur les axes principaux et un plancher encastré sur le support. Cela permet au télescope de s'étendre légèrement en dessous des repères azimutaux, ce qui lui confère un centre de gravité très bas.

Le contrat pour l'assemblage de la monture du télescope a été signé en août 2014. La TMA a réussi ses tests de réception en 2018 et est arrivée sur le chantier en septembre 2019.

Caméra

En août 2015, le projet de caméra LSST, qui est financé séparément par le département américain de l'Énergie , a passé avec succès son examen de conception de « décision critique 3 », le comité d'examen recommandant au DoE d'approuver officiellement le début de la construction. Le 31 août, l'approbation a été donnée et la construction a commencé au SLAC . En septembre 2017, la construction de la caméra était achevée à 72 %, avec un financement suffisant (y compris les imprévus) pour terminer le projet. En septembre 2018, le cryostat était terminé, les lentilles rectifiées et 12 des 21 radeaux de capteurs CCD nécessaires avaient été livrés. En septembre 2020, l'ensemble du plan focal était terminé et en cours de test.

  • Rendu de la caméra LSST.

  • Dessin en coupe à code couleur de la caméra LSST.

  • Vue éclatée des composants optiques de la caméra LSST.

Avant que la caméra finale ne soit installée, une version plus petite et plus simple (la caméra de mise en service, ou ComCam) sera utilisée "pour effectuer les premières tâches d'alignement et de mise en service du télescope, terminer la première lumière d'ingénierie et éventuellement produire les premières données scientifiques utilisables".

Transport de données

Les données doivent être transportées de la caméra aux installations au sommet, aux installations de la base, puis à l'installation de données LSST du National Center for Supercomputing Applications aux États-Unis. Ce transfert doit être très rapide (100 Gbit/s ou mieux) et fiable puisque le NCSA est l'endroit où les données seront traitées en produits de données scientifiques, y compris des alertes en temps réel d'événements transitoires. Ce transfert utilise plusieurs câbles à fibres optiques de l'installation de base de La Serena à Santiago , puis via deux routes redondantes jusqu'à Miami, où il se connecte à l'infrastructure à haut débit existante. Ces deux liens redondants ont été activés en mars 2018 par le consortium AmLight.

Étant donné que le transfert de données traverse les frontières internationales, de nombreux groupes différents sont impliqués. Il s'agit notamment de l' Association des universités pour la recherche en astronomie (AURA, Chili et États-Unis), REUNA (Chili), Florida International University (États-Unis), AmLightExP (États-Unis), RNP (Brésil) et Université de l'Illinois à Urbana-Champaign NCSA (États-Unis), qui participent tous à la LSST Network Engineering Team (NET). Cette collaboration conçoit et fournit des performances réseau de bout en bout sur plusieurs domaines et fournisseurs de réseau.

Impact possible des constellations de satellites

Une étude réalisée en 2020 par l' Observatoire européen austral a estimé que jusqu'à 30% à 50% des expositions autour du crépuscule avec l'Observatoire Rubin seraient gravement affectées par les constellations de satellites . Les télescopes d'enquête ont un grand champ de vision et ils étudient des phénomènes de courte durée comme la supernova ou les astéroïdes , et les méthodes d'atténuation qui fonctionnent sur d'autres télescopes peuvent être moins efficaces. Les images seraient affectées surtout au crépuscule (50%) et au début et à la fin de la nuit (30%). Pour les traînées lumineuses, l'exposition complète peut être gâchée par une combinaison de saturation, de diaphonie (des pixels éloignés reçoivent un signal en raison de la nature de l'électronique CCD) et d'images fantômes (réflexions internes dans le télescope et la caméra) causées par la traînée satellite, affectant un zone du ciel significativement plus grande que le trajet du satellite lui-même pendant l'imagerie. Pour les traînées plus faibles, seul un quart de l'image serait perdu. Une étude précédente de l'Observatoire Rubin a révélé un impact de 40% au crépuscule et seules les nuits au milieu de l'hiver ne seraient pas affectées.

Des approches possibles à ce problème seraient une réduction du nombre ou de la luminosité des satellites, des mises à niveau du système de caméra CCD du télescope, ou les deux. Les observations des satellites Starlink ont montré une diminution de la luminosité de la traînée de satellites pour les satellites assombris. Cette diminution n'est cependant pas suffisante pour atténuer l'effet sur les enquêtes à grand champ comme celle menée par l'Observatoire Rubin. Par conséquent, SpaceX introduit un pare-soleil sur les nouveaux satellites, pour garder les parties du satellite visibles depuis le sol à l'abri de la lumière directe du soleil. L'objectif est de maintenir les satellites en dessous de la 7ème magnitude, pour éviter de saturer les détecteurs. Cela limite le problème à la seule trace du satellite et non à l'ensemble de l'image.

Remarques

Galerie

  • Ciel dégagé au Cerro Pachón
  • Cette image montre l'observatoire Vera C. Rubin, actuellement en construction au sommet du Cerro Pachón dans les Andes chiliennes

Voir également

Les références

Liens externes