El Observatorio Vera C. Rubin , anteriormente denominado Large Synoptic Survey Telescope ( LSST ), es un observatorio astronómico actualmente en construcción en Chile. Su tarea principal será un estudio astronómico, el Legacy Survey of Space and Time ( LSST ). [11] [12] El Observatorio Rubin tiene un telescopio reflector de campo amplio con un espejo primario de 8.4 metros [9] [10] que fotografiará todo el cielo disponible cada pocas noches. [13] La palabra sinópticose deriva de las palabras griegas σύν (syn "juntos") y ὄψις (opsis "vista"), y describe observaciones que dan una visión amplia de un tema en un momento particular. El observatorio lleva el nombre de Vera Rubin , una astrónoma estadounidense que fue pionera en los descubrimientos sobre las tasas de rotación de las galaxias.
Nombres alternativos | LSST |
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Lleva el nombre de | Vera Rubin |
Ubicación (es) | Provincia de Elqui , Región de Coquimbo , Chile |
Coordenadas | 30 ° 14′40.7 ″ S 70 ° 44′57.9 ″ O / 30,244639 ° S 70,749417 ° W [1][3][4]Coordenadas : 30 ° 14′40.7 ″ S 70 ° 44′57.9 ″ O / 30,244639 ° S 70,749417 ° W |
Organización | Large Synoptic Survey Telescope Corporation |
Altitud | 2.663 m (8.737 pies), parte superior del muelle [1] [5] |
Longitud de onda | 320-1060 nm [6] |
Construido | 2015-2021 |
Primera luz | previsto en 2022/2023 [7] |
Estilo telescopio | Anastigmat de tres espejos , gran angular Paul-Baker / Mersenne-Schmidt [8] |
Diámetro | 8.417 m (27.6 pies) físico 8.360 m (27.4 pies) óptico 5.116 m (16.8 pies) interno [9] [10] |
Diámetro secundario | 3.420 m (1.800 m interior) [9] |
Diámetro terciario | 5.016 m (1.100 m interior) [9] [10] |
Resolución angular | 0.7 "mediana visión límite de 0,2" tamaño de píxel [6] |
Área de recolección | 35 metros cuadrados (376,7 pies cuadrados) [6] |
Longitud focal | 10,31 m (f / 1,23) total 9,9175 m (f / 1,186) primario |
Montaje | monte altazimut |
Sitio web | www |
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El telescopio utiliza un novedoso diseño de tres espejos, una variante del anastigmat de tres espejos , que permite que un telescopio compacto proporcione imágenes nítidas en un campo de visión muy amplio de 3,5 grados de diámetro. Las imágenes se grabarán con una cámara de imágenes CCD de 3,2 gigapíxeles , la cámara digital más grande jamás construida. [14] El telescopio está ubicado en el pico El Peñón del Cerro Pachón , una montaña de 2.682 metros de altura en la Región de Coquimbo , en el norte de Chile , junto con los Telescopios de Investigación Astrofísica Sur y Sur Gemini existentes . [15] La Instalación Base LSST se encuentra a unos 100 kilómetros (62 millas) de distancia por carretera, en la localidad de La Serena .
El LSST se propuso en 2001, y la construcción del espejo comenzó (con fondos privados) en 2007. LSST se convirtió en el proyecto terrestre grande mejor clasificado en la Encuesta Decadal de Astrofísica de 2010 , y el proyecto comenzó oficialmente a construirse el 1 de agosto de 2014 cuando la National Science Foundation (NSF) autorizó la parte del año fiscal 2014 ($ 27,5 millones) de su presupuesto de construcción. [16] Los fondos provienen de la NSF, el Departamento de Energía de los Estados Unidos , y fondos privados recaudados por la organización internacional sin fines de lucro dedicada, LSST Corporation. Las operaciones están bajo la dirección de la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía (AURA). [17]
La colocación ceremonial de la primera piedra se realizó el 14 de abril de 2015. [18] La construcción del sitio comenzó el 14 de abril de 2015, [19] y la primera luz de la cámara de ingeniería se espera para octubre de 2022 y las operaciones de levantamiento completo no comenzarán antes de octubre de 2023. debido a retrasos en los horarios relacionados con COVID . [20] Los datos del LSST se harán públicos en su totalidad después de dos años. [21]
Nombre
En junio de 2019, Eddie Bernice Johnson y Jenniffer González-Colón iniciaron el cambio de nombre del Large Synoptic Survey Telescope (LSST) a Observatorio Vera C.Rubin . [22] El cambio de nombre se promulgó como ley el 20 de diciembre de 2019. [23] El cambio de nombre oficial se anunció en la reunión de invierno de la Sociedad Astronómica Estadounidense de 2020 . [12] El observatorio lleva el nombre de Vera C. Rubin . El nombre honra el legado de Rubin y sus colegas de investigar la naturaleza de la materia oscura mediante el mapeo y catalogación de miles de millones de galaxias a través del espacio y el tiempo. [22]
El telescopio se llamará Simonyi Survey Telescope, en reconocimiento a los donantes privados Charles y Lisa Simonyi. [24]
Historia
El LSST es el sucesor de una larga tradición de estudios del cielo . [25] Estos comenzaron como catálogos compilados visualmente en el siglo XVIII, como el catálogo Messier . Esto fue reemplazado por estudios fotográficos, comenzando con la Colección de placas de Harvard de 1885 , la National Geographic Society - Palomar Observatory Sky Survey y otros. Aproximadamente en el año 2000, los primeros levantamientos digitales, como el Sloan Digital Sky Survey (SDSS), comenzaron a reemplazar las placas fotográficas de los levantamientos anteriores.
LSST evolucionó a partir del concepto anterior del Telescopio de Materia Oscura , [26] mencionado ya en 1996. [27] El quinto informe decenal , Astronomía y Astrofísica en el Nuevo Milenio , fue publicado en 2001, [28] y recomendó el "Large -Aperture Synoptic Survey Telescope "como una gran iniciativa. Incluso en esta etapa inicial, se establecieron el diseño y los objetivos básicos:
El Simonyi Survey Telescope es un telescopio óptico de clase 6,5 m diseñado para estudiar el cielo visible cada semana hasta un nivel mucho más débil que el alcanzado por los estudios existentes. Catalogará el 90 por ciento de los objetos cercanos a la Tierra mayores de 300 my evaluará la amenaza que representan para la vida en la Tierra. Encontrará unos 10.000 objetos primitivos en el cinturón de Kuiper, que contiene un registro fósil de la formación del sistema solar. También contribuirá al estudio de la estructura del universo mediante la observación de miles de supernovas, tanto cercanas como con grandes corrimientos al rojo, y midiendo la distribución de la materia oscura a través de lentes gravitacionales. Todos los datos estarán disponibles a través del Observatorio Virtual Nacional (ver más abajo en "Pequeñas iniciativas"), proporcionando acceso a los astrónomos y al público a imágenes muy profundas del cielo nocturno cambiante.
El desarrollo inicial fue financiado por una serie de pequeñas subvenciones, con importantes contribuciones en enero de 2008 de los multimillonarios de software Charles y Lisa Simonyi y Bill Gates de $ 20 y $ 10 millones, respectivamente. [29] [24] Se incluyeron $ 7.5 millones en la solicitud de presupuesto NSF del año fiscal 2013 del presidente de EE. UU. [30] El Departamento de Energía está financiando la construcción del componente de la cámara digital por parte del Laboratorio Nacional Acelerador de SLAC , como parte de su misión de comprender la energía oscura. [31]
En la encuesta decenal de 2010 , el LSST se clasificó como el instrumento terrestre de mayor prioridad. [32]
La financiación NSF para el resto de la construcción se autorizó el 1 de agosto de 2014. [16] La cámara es financiada por separado por el Departamento de Energía. Las organizaciones líderes son: [31]
- El Laboratorio Nacional del Acelerador SLAC para diseñar y construir la cámara LSST
- El Observatorio Nacional de Astronomía Óptica proporcionará el telescopio y el equipo del sitio.
- El Centro Nacional de Aplicaciones de Supercomputación para construir y probar el archivo y el centro de acceso a datos.
- La Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía es responsable de supervisar la construcción del LSST.
A noviembre de 2016[actualizar], el camino crítico del proyecto fue la construcción, integración y prueba de la cámara. [33]
En mayo de 2018, el Congreso asignó sorprendentemente muchos más fondos de los que había solicitado el telescopio, con la esperanza de acelerar la construcción y el funcionamiento. La administración del telescopio estaba agradecida, pero no estaba segura de que esto ayudara, ya que en la etapa tardía de la construcción no estaban limitados en efectivo. [34]
Descripción general
El diseño del telescopio Simonyi Survey es único entre los telescopios grandes (espejos primarios de clase 8 m) por tener un campo de visión muy amplio: 3,5 grados de diámetro o 9,6 grados cuadrados. A modo de comparación, tanto el Sol como la Luna , vistos desde la Tierra , tienen 0,5 grados de ancho o 0,2 grados cuadrados. Combinado con su gran apertura (y por lo tanto su capacidad de captación de luz), esto le dará una extensión espectacularmente grande de 319 m 2 ∙ grado 2 . [6] Esto es más de tres veces la extensión de los mejores telescopios existentes, el Telescopio Subaru con su cámara Hyper Suprime, [35] y Pan-STARRS , y más de un orden de magnitud mejor que la mayoría de los grandes telescopios. [36]
Óptica
El telescopio topográfico Simonyi es el último de una larga lista de mejoras que proporcionan a los telescopios campos de visión más amplios. Los primeros telescopios reflectores usaban espejos esféricos que, aunque fáciles de fabricar y probar, sufren aberraciones esféricas ; se necesitaba una distancia focal muy larga para reducir la aberración esférica a un nivel tolerable. Hacer que el espejo primario sea parabólico elimina la aberración esférica en el eje, pero el campo de visión está limitado por la coma fuera del eje . Este primario parabólico, con un foco primario o de Cassegrain , fue el diseño óptico más común hasta el telescopio Hale en 1949. Después de eso, los telescopios utilizaron principalmente el diseño Ritchey-Chrétien , usando dos espejos hiperbólicos para eliminar tanto la aberración esférica como la coma. , dejando solo astigmatismo y dando un campo de visión útil más amplio. La mayoría de los telescopios grandes desde Hale utilizan este diseño; los telescopios Hubble y Keck son Ritchey-Chrétien, por ejemplo. LSST utilizará un anastigmat de tres espejos para cancelar el astigmatismo: tres espejos no esféricos. El resultado son imágenes nítidas en un campo de visión muy amplio, pero a expensas del poder de captación de luz debido al gran espejo terciario. [9]
El espejo primario del telescopio (M1) tiene 8.4 metros (28 pies) de diámetro, el espejo secundario (M2) tiene 3.4 metros (11.2 pies) de diámetro y el espejo terciario (M3), dentro del primario en forma de anillo, mide 5.0 metros (16 pies) de diámetro. Se espera que el espejo secundario sea el espejo convexo más grande en cualquier telescopio operativo, hasta que lo supere el secundario de 4.2 m del ELT c. 2024 . El segundo y tercer espejos reducen el área de recolección de luz del espejo primario a 35 metros cuadrados (376,7 pies cuadrados), equivalente a un telescopio de 6,68 metros de diámetro (21,9 pies). [6] Al multiplicar esto por el campo de visión se obtiene una extensión de 336 m 2 ∙ grado 2 ; la figura real se reduce viñeteando . [37]
Los espejos primario y terciario (M1 y M3) están diseñados como una sola pieza de vidrio, el "monolito M1M3". Colocar los dos espejos en la misma ubicación minimiza la longitud total del telescopio, lo que facilita la reorientación rápida. Hacerlos con la misma pieza de vidrio da como resultado una estructura más rígida que dos espejos separados, lo que contribuye a un asentamiento rápido después del movimiento. [9]
La óptica incluye tres lentes correctores para reducir las aberraciones. Estas lentes y los filtros del telescopio están integrados en el conjunto de la cámara. La primera lente de 1,55 m de diámetro es la lente más grande jamás construida, [38] y la tercera lente forma la ventana de vacío frente al plano focal. [37]
Cámara
Una cámara digital de enfoque principal de 3,2 gigapíxeles [nota 1] tomará una exposición de 15 segundos cada 20 segundos. [6] Volver a apuntar un telescopio tan grande (incluido el tiempo de asentamiento) en 5 segundos requiere una estructura excepcionalmente corta y rígida. Esto, a su vez, implica un número f muy pequeño , que requiere un enfoque muy preciso de la cámara. [39]
Las exposiciones de 15 segundos son un compromiso para permitir detectar tanto fuentes débiles como en movimiento. Las exposiciones más prolongadas reducirían la sobrecarga de la lectura de la cámara y el reposicionamiento del telescopio, lo que permitiría obtener imágenes más profundas, pero luego los objetos en movimiento rápido, como los objetos cercanos a la Tierra, se moverían significativamente durante una exposición. [40] Cada punto en el cielo es fotografiado con dos exposiciones consecutivas de 15 segundos, para rechazar eficientemente los impactos de rayos cósmicos en los CCD. [41]
El plano focal de la cámara es plano, de 64 cm de diámetro. La imagen principal se realiza mediante un mosaico de 189 detectores CCD , cada uno con 16 megapíxeles . [42] Están agrupadas en una cuadrícula de "balsas" de 5 × 5, donde las 21 balsas centrales contienen sensores de imágenes de 3 × 3, mientras que las cuatro balsas de esquina contienen solo tres CCD cada una, para guiar y controlar el enfoque. Los CCD proporcionan un muestreo mejor que 0,2 segundos de arco y se enfrían a aproximadamente -100 ° C (173 K) para ayudar a reducir el ruido. [43]
La cámara incluye un filtro ubicado entre la segunda y la tercera lente y un mecanismo automático de cambio de filtro. Aunque la cámara tiene seis filtros ( ugrizy ) que cubren longitudes de onda de 330 a 1080 nm, [44] la posición de la cámara entre los espejos secundario y terciario limita el tamaño de su cambiador de filtro. Solo puede contener cinco filtros a la vez, por lo que cada día se debe elegir uno de los seis para omitirlo la noche siguiente. [45]
Procesamiento de datos de imágenes
Teniendo en cuenta el mantenimiento, el mal tiempo y otras contingencias, se espera que la cámara tome más de 200.000 fotografías (1,28 petabytes sin comprimir) por año, muchas más de las que pueden revisar los humanos. Se espera que la gestión y el análisis eficaz de la enorme producción del telescopio sea la parte técnicamente más difícil del proyecto. [47] [48] En 2010, los requisitos informáticos iniciales se estimaron en 100 teraflops de potencia informática y 15 petabytes de almacenamiento, aumentando a medida que el proyecto recopila datos. [49] Para 2018, las estimaciones habían aumentado a 250 teraflops y 100 petabytes de almacenamiento. [50]
Una vez que se toman las imágenes, se procesan de acuerdo con tres escalas de tiempo diferentes: solicitud (en 60 segundos), diaria y anual . [51]
Los productos de aviso son alertas, emitidas dentro de los 60 segundos de la observación, sobre objetos que han cambiado de brillo o posición en relación con las imágenes archivadas de esa posición del cielo. Transferir, procesar y diferenciar imágenes tan grandes en 60 segundos (los métodos anteriores tomaban horas, en imágenes más pequeñas) es un problema significativo de ingeniería de software en sí mismo. [52] Se generarán aproximadamente 10 millones de alertas por noche. [53] Cada alerta incluirá lo siguiente: [54] : 22
- ID de alerta y base de datos: ID que identifican de forma única esta alerta
- La caracterización fotométrica, astrométrica y de forma de la fuente detectada.
- Recortes de 30 × 30 píxeles (en promedio) de la plantilla e imágenes de diferencia (en formato FITS )
- La serie temporal (hasta un año) de todas las detecciones anteriores de esta fuente.
- Varias estadísticas de resumen ("características") calculadas de la serie temporal
No hay un período de propiedad asociado con las alertas; están disponibles para el público de inmediato, ya que el objetivo es transmitir rápidamente casi todo lo que LSST sabe sobre un evento determinado, lo que permite la clasificación y la toma de decisiones posteriores. LSST generará una tasa de alertas sin precedentes, cientos por segundo cuando el telescopio esté en funcionamiento. [nota 2] La mayoría de los observadores estarán interesados en solo una pequeña fracción de estos eventos, por lo que las alertas se enviarán a los "agentes de eventos" que envían subconjuntos a las partes interesadas. LSST proporcionará un intermediario simple, [54] : 48 y proporcionará el flujo de alertas completo a los intermediarios de eventos externos. [55] La instalación transitoria de Zwicky servirá como un prototipo del sistema LSST, generando 1 millón de alertas por noche. [56]
Los productos diarios , publicados dentro de las 24 horas posteriores a la observación, comprenden las imágenes de esa noche y los catálogos de fuentes derivados de imágenes diferentes. Esto incluye parámetros orbitales para objetos del Sistema Solar. Las imágenes estarán disponibles en dos formas: instantáneas sin procesar , o datos directamente de la cámara, e imágenes de visita única , que se han procesado e incluyen eliminación de firma instrumental (ISR), estimación de fondo, detección de fuente, desmembramiento y mediciones, estimación de la función de dispersión de puntos. y calibración astrométrica y fotométrica. [57]
Los productos de datos de publicación anual estarán disponibles una vez al año, mediante el reprocesamiento de todo el conjunto de datos científicos hasta la fecha. Éstas incluyen:
- Imágenes calibradas
- Medidas de posiciones, flujos y formas.
- Información de variabilidad
- Una descripción compacta de las curvas de luz.
- Un reprocesamiento uniforme de los productos de datos rápidos basados en imágenes diferenciales
- Un catálogo de aproximadamente 6 millones de objetos del Sistema Solar, con sus órbitas.
- Un catálogo de aproximadamente 37 mil millones de objetos celestes (20 mil millones de galaxias y 17 mil millones de estrellas), cada uno con más de 200 atributos [50]
La publicación anual será calculada parcialmente por NCSA y parcialmente por IN2P3 en Francia. [58]
LSST reserva el 10% de su potencia informática y espacio en disco para productos de datos generados por el usuario . Estos se producirán ejecutando algoritmos personalizados sobre el conjunto de datos LSST para fines especializados, utilizando interfaces de programa de aplicación (API) para acceder a los datos y almacenar los resultados. Esto evita la necesidad de descargar y luego cargar grandes cantidades de datos al permitir que los usuarios utilicen directamente la capacidad de almacenamiento y cálculo de LSST. También permite que los grupos académicos tengan políticas de publicación diferentes a las de LSST en su conjunto.
El instrumento Hyper Suprime-Cam del telescopio Subaru está utilizando una versión temprana del software de procesamiento de datos de imágenes LSST , [59] un instrumento de levantamiento de campo amplio con una sensibilidad similar a LSST pero una quinta parte del campo de visión: 1.8 cuadrados grados frente a los 9,6 grados cuadrados de LSST.
Metas científicas
LSST cubrirá alrededor de 18.000 grados 2 del cielo del sur con 6 filtros en su estudio principal, con alrededor de 825 visitas a cada lugar. Se espera que los límites de magnitud de 5σ ( SNR mayor que 5) sean r <24,5 en imágenes individuales y r <27,8 en los datos apilados completos. [60]
La encuesta principal utilizará aproximadamente el 90% del tiempo de observación. El 10% restante se utilizará para obtener una mejor cobertura para metas y regiones específicas. Esto incluye observaciones muy profundas ( r ∼ 26), tiempos de revisión muy cortos (aproximadamente un minuto), observaciones de regiones "especiales" como la Eclíptica , el plano galáctico y las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas , y áreas cubiertas en detalle por múltiples - encuestas de longitud de onda como COSMOS y Chandra Deep Field South . [41] Combinados, estos programas especiales aumentarán el área total a aproximadamente 25,000 grados 2 . [6]
Los objetivos científicos particulares del LSST incluyen: [61]
- Estudiar la energía oscura y la materia oscura midiendo lentes gravitacionales débiles , oscilaciones acústicas bariónicas y fotometría de supernovas de tipo Ia , todo en función del desplazamiento al rojo. [41]
- Mapeo de objetos pequeños en el Sistema Solar , particularmente asteroides cercanos a la Tierra y objetos del cinturón de Kuiper . Se espera que LSST aumente el número de objetos catalogados en un factor de 10 a 100. [62] También ayudará con la búsqueda del supuesto Planeta Nueve . [63] [64]
- Detectar eventos astronómicos transitorios, incluidas novas , supernovas , estallidos de rayos gamma , variabilidad de cuásares y lentes gravitacionales , y proporcionar notificaciones de eventos rápidas para facilitar el seguimiento.
- Cartografía de la Vía Láctea .
Debido a su amplio campo de visión y alta sensibilidad, se espera que LSST se encuentre entre las mejores perspectivas para detectar contrapartes ópticas de eventos de ondas gravitacionales detectados por LIGO y otros observatorios. [sesenta y cinco]
También se espera que el vasto volumen de datos producidos conduzca a descubrimientos fortuitos adicionales .
El Congreso de los Estados Unidos ha encargado a la NASA la tarea de detectar y catalogar el 90% de la población de NEO de 140 metros o más. [66] Se estima que el LSST, por sí mismo, detecta el 62% de dichos objetos, [67] y según la Academia Nacional de Ciencias , extender su estudio de diez años a doce sería la forma más rentable de terminar la tarea. . [68]
El Observatorio Rubin cuenta con un programa de Educación y Difusión Pública (EPO). El Observatorio Rubin EPO prestará servicios a cuatro categorías principales de usuarios: público en general, educadores formales, investigadores principales de ciencia ciudadana y desarrolladores de contenido en instalaciones de educación científica informal. [69] [70] El Observatorio Rubin se asociará con Zooniverse para varios de sus proyectos de ciencia ciudadana. [71]
Comparación con otros levantamientos del cielo
Ha habido muchos otros estudios ópticos del cielo , algunos aún en curso. A modo de comparación, estos son algunos de los principales levantamientos ópticos utilizados actualmente, con diferencias observadas:
- Encuestas fotográficas del cielo, como la National Geographic Society - Palomar Observatory Sky Survey y su versión digitalizada, Digitized Sky Survey . Esta tecnología es obsoleta, con mucha menos profundidad, y en general extraída de sitios de peor visibilidad. Sin embargo, estos archivos todavía se utilizan ya que abarcan un intervalo de tiempo mucho mayor, más de 100 años en algunos casos.
- El Sloan Digital Sky Survey (2000-2009) examinó 14.555 grados cuadrados del cielo del hemisferio norte, con un telescopio de 2,5 metros. Continúa hasta el día de hoy como un estudio espectrográfico.
- Pan-STARRS (2010-presente) es un estudio del cielo en curso que utiliza dos telescopios Ritchey-Chrétien de campo amplio de 1,8 m ubicados en Haleakala en Hawai. Hasta que el LSST comience a funcionar, seguirá siendo el mejor detector de objetos cercanos a la Tierra. Su cobertura, 30.000 grados cuadrados, es comparable a la que cubrirá LSST.
- El DESI Legacy Imaging Surveys (2013-presente) analiza 14.000 grados cuadrados del cielo norte y sur con el telescopio Bok de 2,3 m , el telescopio Mayall de 4 metros y el telescopio Victor M. Blanco de 4 metros . Las Legacy Surveys utilizan la Legacy Survey de Mayall z-band, la Beijing-Arizona Sky Survey y la Dark Energy Survey . Los Legacy Surveys evitaron la Vía Láctea, ya que se ocupaba principalmente de las galaxias distantes. [72] El área de DES (5,000 grados cuadrados) está completamente contenida dentro del área de estudio anticipada de LSST en el cielo del sur. [73]
- Gaia (2014-presente) es un estudio espacial continuo de todo el cielo, cuyo objetivo principal es la astrometría extremadamente precisa de mil millones de estrellas y galaxias. Su área de recolección limitada (0,7 m 2 ) significa que no puede ver objetos tan débiles como otros levantamientos, pero sus ubicaciones son mucho más precisas.
- La instalación transitoria de Zwicky (2018-presente) es un estudio de campo amplio rápido similar para detectar eventos transitorios. El telescopio tiene un campo de visión aún mayor (47 grados cuadrados; 5 × el campo), pero una apertura significativamente menor (1,22 m; 1/30 del área). Se está utilizando para desarrollar y probar el software de alerta automática LSST.
Avance de la construcción
El sitio Cerro Pachón fue seleccionado en 2006. Los principales factores fueron el número de noches despejadas por año, los patrones climáticos estacionales y la calidad de las imágenes vistas a través de la atmósfera local (ver). El sitio también necesitaba tener una infraestructura de observatorio existente, para minimizar los costos de construcción y el acceso a enlaces de fibra óptica, para acomodar los 30 terabytes de datos que LSST producirá cada noche. [74]
En febrero de 2018, la construcción estaba bien encaminada. El armazón del edificio de la cumbre está completo y en 2018 se instaló el equipo principal, incluido el HVAC , la cúpula, la cámara de revestimiento del espejo y el conjunto de montaje del telescopio. También vio la expansión de la instalación base AURA en La Serena y el dormitorio de la cumbre compartido con otros telescopios en la montaña. [53]
Para febrero de 2018, la cámara y el telescopio compartían la ruta crítica. Se consideró que el principal riesgo era si se asignaba tiempo suficiente para la integración del sistema. [75]
El proyecto se mantiene dentro del presupuesto, aunque la contingencia presupuestaria es ajustada. [53]
En marzo de 2020, el trabajo en las instalaciones de la cumbre y la cámara principal de SLAC se suspendió debido a la pandemia de COVID-19 , aunque el trabajo en el software continúa. [76] Durante este tiempo, la cámara de puesta en servicio llegó a la instalación base y se está probando allí. Se trasladará a la cima cuando sea seguro hacerlo. [77]
Espejos
El espejo primario, la parte más crítica y requiere mucho tiempo de la construcción de un gran telescopio, se hizo durante un período de 7 años por la Universidad de Arizona 's Observatorio Steward Laboratorio de Espejos. [78] La construcción del molde comenzó en noviembre de 2007, [79] la fundición del espejo se inició en marzo de 2008, [80] y el espejo en bruto se declaró "perfecto" a principios de septiembre de 2008. [81] En enero de 2011, ambos Las figuras M1 y M3 habían completado la generación y el pulido fino, y el pulido había comenzado en M3.
El espejo se completó en diciembre de 2014. [82] La porción M3 sufrió especialmente de pequeñas burbujas de aire que, cuando rompieron la superficie, causaron defectos de "patas de gallo" en la superficie. [83] Las burbujas atrapaban el abrasivo de molienda, que producía arañazos de unos pocos mm de largo que irradiaban desde la burbuja. Dejados como están, estos ampliarían la función de dispersión de puntos del telescopio , reduciendo la sensibilidad en un 3% (al 97% del nominal) y aumentarían la porción del cielo oscurecida por estrellas brillantes del 4% al 4,8% del área de estudio. A partir de enero de 2015[actualizar], el proyecto estaba explorando formas de rellenar los agujeros y rayones y concluyó que no era necesario pulir más ya que las superficies del espejo excedían los requisitos de función de la estructura.
El espejo fue aceptado formalmente el 13 de febrero de 2015. [84] [85] Luego se colocó en la caja de transporte del espejo y se guardó en un hangar de avión [86] hasta que se integre con su soporte de espejo. [87] En octubre de 2018, se trasladó de nuevo al laboratorio de espejos y se integró con la celda de soporte del espejo. [88] Pasó por pruebas adicionales en enero / febrero de 2019, luego fue devuelto a su caja de envío. En marzo de 2019, se envió en camión a Houston, [89] se colocó en un barco para su entrega a Chile [90] y llegó a la cumbre en mayo. [91] Allí se volverá a unir con la celda de soporte del espejo y se recubrirá.
La cámara de revestimiento, que se utilizará para revestir los espejos una vez que lleguen, llegó a la cumbre en noviembre de 2018 [88].
El espejo secundario fue fabricado por Corning de vidrio de expansión ultrabaja y pulido hasta 40 μm de la forma deseada. [4] En noviembre de 2009, el espacio en blanco se envió a la Universidad de Harvard para su almacenamiento [92] hasta que se dispusiera de fondos para completarlo. El 21 de octubre de 2014, Harvard entregó el espejo en bruto secundario a Exelis (ahora una subsidiaria de Harris Corporation ) para su pulido fino. [93] El espejo terminado se entregó a Chile el 7 de diciembre de 2018, [88] y fue revestido en julio de 2019. [94]
Edificio
La excavación del sitio comenzó en serio el 8 de marzo de 2011, [95] y el sitio había sido nivelado a fines de 2011. [96] También durante ese tiempo, el diseño continuó evolucionando, con mejoras significativas en el sistema de soporte del espejo, deflectores de luz, pantalla de viento y pantalla de calibración.
En 2015, se encontró una gran cantidad de rocas rotas y arcilla debajo del sitio del edificio de soporte adyacente al telescopio. Esto provocó un retraso en la construcción de 6 semanas mientras se excavaba y el espacio se llenaba de hormigón. Esto no afectó al telescopio propiamente dicho ni a su cúpula, cuyos cimientos mucho más importantes se examinaron más a fondo durante la planificación del sitio. [97] [98]
El edificio se declaró sustancialmente terminado en marzo de 2018. [99] En noviembre de 2017, se esperaba que la cúpula estuviera completa en agosto de 2018, [53] pero en una imagen de mayo de 2019 todavía estaba incompleta. [91] La cúpula del Observatorio Rubin (aún incompleta) giró por primera vez por sus propios medios en el 4T2019. [100]
Ensamblaje de montaje de telescopio
La montura del telescopio y el muelle en el que se asienta son importantes proyectos de ingeniería por derecho propio. El principal problema técnico es que el telescopio debe girar 3,5 grados hacia el campo adyacente y asentarse en cuatro segundos. [nota 3] [101] : 10 Esto requiere una montura de pilar y telescopio muy rígida, con un giro y una aceleración de muy alta velocidad (10 ° / seg y 10 ° / seg 2 , respectivamente [102] ). El diseño básico es convencional: un soporte de altura sobre azimut de acero, con cojinetes hidrostáticos en ambos ejes, montado sobre un pilar aislado de los cimientos de la cúpula. Sin embargo, el muelle LSST es inusualmente grande (16 m de diámetro) y robusto (paredes de 1,25 m de espesor), y está montado directamente sobre un lecho rocoso virgen, [101] donde se tuvo cuidado durante la excavación del sitio para evitar el uso de explosivos que pudieran agrietarlo. [98] : 11-12 Otras características de diseño inusuales son los motores lineales en los ejes principales y un piso empotrado en el soporte. Esto permite que el telescopio se extienda ligeramente por debajo de los cojinetes de azimut, lo que le da un centro de gravedad muy bajo.
El contrato para el montaje del montaje del telescopio se firmó en agosto de 2014. [103] El TMA pasó sus pruebas de aceptación en 2018 [88] y llegó al sitio de construcción en septiembre de 2019. [104]
Cámara
En agosto de 2015, el proyecto de la cámara LSST, que es financiado por separado por el Departamento de Energía de EE. UU. , Aprobó su revisión de diseño de "decisión crítica 3", y el comité de revisión recomendó que el Departamento de Energía aprobara formalmente el inicio de la construcción. [105] El 31 de agosto se dio la aprobación y se inició la construcción en SLAC . [106] En septiembre de 2017, la construcción de la cámara estaba completa en un 72%, con fondos suficientes (incluidas las contingencias) para terminar el proyecto. [53] Para septiembre de 2018, el criostato estaba completo, las lentes puestas a tierra y se habían entregado 12 de las 21 balsas necesarias de sensores CCD. [107] En septiembre de 2020, todo el plano focal estaba completo y sometido a pruebas. [108]
Representación de la cámara LSST.
Dibujo recortado codificado por colores de la cámara LSST.
Vista despiezada de los componentes ópticos de la cámara LSST.
Antes de que se instale la cámara final, se utilizará una versión más pequeña y simple (la Cámara de puesta en servicio o ComCam) "para realizar las primeras tareas de alineación y puesta en marcha del telescopio, completar la primera iluminación de ingeniería y posiblemente producir los primeros datos científicos utilizables". [109]
Transporte de datos
Los datos deben transportarse desde la cámara a las instalaciones en la cumbre, a las instalaciones de la base y luego a la instalación de datos LSST en el Centro Nacional de Aplicaciones de Supercomputación en los Estados Unidos. [110] Esta transferencia debe ser muy rápida (100 Gbit / so mejor) y confiable, ya que NCSA es donde los datos se procesarán en productos de datos científicos, incluidas las alertas en tiempo real de eventos transitorios. Esta transferencia utiliza múltiples cables de fibra óptica desde la instalación base en La Serena hasta Santiago , luego a través de dos rutas redundantes a Miami, donde se conecta a la infraestructura de alta velocidad existente. Estos dos enlaces redundantes fueron activados en marzo de 2018 por el consorcio AmLight. [111]
Dado que la transferencia de datos cruza las fronteras internacionales, están involucrados muchos grupos diferentes. Estos incluyen la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía (AURA, Chile y los EE. UU.), REUNA [112] (Chile), Florida International University (EE. UU.), AmLightExP [111] (EE. UU.), RNP [113] (Brasil), y la Universidad de Illinois en Urbana – Champaign NCSA (EE. UU.), todos los cuales participan en el equipo de ingeniería de la red LSST (NET). Esta colaboración diseña y ofrece un rendimiento de red de un extremo a otro en varios dominios y proveedores de red.
Posible impacto de las constelaciones de satélites
Un estudio realizado en 2020 por el Observatorio Europeo Austral estimó que entre el 30% y el 50% de las exposiciones alrededor del crepúsculo con el Observatorio Rubin se verían gravemente afectadas por las constelaciones de satélites . Los telescopios de estudio tienen un gran campo de visión y estudian fenómenos de corta duración como supernovas o asteroides , [114] y los métodos de mitigación que funcionan en otros telescopios pueden ser menos efectivos. Las imágenes se verían afectadas especialmente durante el crepúsculo (50%) y al principio y al final de la noche (30%). Para rastros brillantes, la exposición completa podría verse arruinada por una combinación de saturación, diafonía (píxeles lejanos que obtienen señal debido a la naturaleza de la electrónica del CCD) y fantasma (reflejos internos dentro del telescopio y la cámara) causados por el rastro del satélite, lo que afecta a un área del cielo significativamente más grande que la trayectoria del satélite en sí durante la toma de imágenes. Para rastros más débiles, solo se perdería una cuarta parte de la imagen. [115] Un estudio anterior del Observatorio Rubin encontró un impacto del 40% en el crepúsculo y solo las noches en medio del invierno no se verían afectadas. [116]
Los posibles enfoques a este problema serían una reducción del número o brillo de los satélites, actualizaciones del sistema de cámaras CCD del telescopio, o ambos. Las observaciones de los satélites Starlink mostraron una disminución del brillo del rastro del satélite para los satélites oscurecidos. Sin embargo, esta disminución no es suficiente para mitigar el efecto en estudios de campo amplio como el realizado por el Observatorio Rubin. [117] Por lo tanto, SpaceX está introduciendo un parasol en los satélites más nuevos, para mantener las partes del satélite visibles desde el suelo fuera de la luz solar directa. El objetivo es mantener los satélites por debajo de la séptima magnitud, para evitar saturar los detectores. [118] Esto limita el problema a solo el rastro del satélite y no a la imagen completa. [119]
Notas
- ^ La cámara está en realidad en el foco terciario, no en el foco principal, pero al estar ubicada en un "foco atrapado" frente al espejo principal, los problemas técnicos asociados son similares a los de una cámara topográfica de foco principal convencional.
- ^ 10 millones de eventos por noche de 10 horas son 278 eventos por segundo.
- ^ Se permiten cinco segundos entre exposiciones, pero se reserva un segundo para alinear los espejos y el instrumento, dejando cuatro segundos para la estructura.
Ver también
- Lista de los telescopios ópticos reflectores más grandes
- Pan-STARRS
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enlaces externos
- Página web oficial
- Sitio web oficial de Legacy Survey of Space and Time
- Cámaras web de obra LSST
- Informes y documentación LSST
- Artículo de New Scientist SPACE
- Tutoriales de LSST para físicos de partículas experimentales es una explicación detallada del diseño de LSST (a partir de febrero de 2006) y los objetivos científicos de lentes débiles que no asumen muchos antecedentes de astronomía.
- The New Digital Sky es un video de una presentación del 25 de julio de 2006 en Google sobre el LSST, particularmente los problemas de administración de datos.
- Anuncio de participación de HULIQ en Google
- Colaboraciones científicas LSST; Abell, Paul A .; Allison, Julius; Anderson, Scott F .; Andrew, John R .; Angel, J. Roger P .; Armus, Lee; Arnett, David; Asztalos, SJ (16 de octubre de 2009). Libro de ciencia LSST, versión 2.0 . 0912 . pag. 201. arXiv : 0912.0201 . Código Bibliográfico : 2009arXiv0912.0201L . Consultado el 16 de enero de 2011 ., una descripción general actualizada y ampliada.