El Observatorio Vera C. Rubin , anteriormente conocido como Gran Telescopio de Rastreo Sinóptico ( LSST ), es un observatorio astronómico actualmente en construcción en Chile. Su principal tarea será llevar a cabo un estudio astronómico sinóptico, el Legacy Survey of Space and Time . [11] [12] La palabra sinóptico se deriva de las palabras griegas σύν (syn "juntos") y ὄψις (opsis "vista"), y describe observaciones que brindan una visión amplia de un tema en un momento particular. El observatorio 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 a los actuales Telescopios de Investigación Astrofísica Gemini Sur y Sur . [13] La Instalación Base del LSST está ubicada a unos 100 kilómetros (62 millas) del observatorio por carretera, en el pueblo de La Serena . El observatorio lleva el nombre de Vera Rubin , una astrónoma estadounidense que fue pionera en descubrimientos sobre las tasas de rotación de las galaxias.
El Observatorio Rubin albergará el Telescopio de rastreo Simonyi , [14] 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. [15] 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 serán grabadas por una cámara CCD de 3,2 gigapíxeles , la cámara digital más grande jamás construida. [dieciséis]
El LSST se propuso en 2001 y la construcción del espejo comenzó (con fondos privados) en 2007. Luego, el LSST se convirtió en el gran proyecto terrestre mejor clasificado en el Estudio Decenal de Astrofísica de 2010 , y el proyecto comenzó oficialmente su construcción el 1 de agosto de 2014, cuando La Fundación Nacional de Ciencias (NSF) autorizó la parte del año fiscal 2014 ($27,5 millones) de su presupuesto de construcción. [17] La financiación proviene de la NSF, el Departamento de Energía de los Estados Unidos , y de financiación privada recaudada por la organización internacional sin fines de lucro, LSST Discovery Alliance. Las operaciones están bajo la dirección de la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía (AURA). [18] Se espera que el costo total de construcción sea de aproximadamente 680 millones de dólares. [19]
La construcción del sitio comenzó el 14 de abril de 2015 con la ceremonia de colocación de la primera piedra. [20] [21] La primera luz de la cámara de ingeniería se espera para agosto de 2024, mientras que la primera luz del sistema se espera para enero de 2025 y las operaciones de reconocimiento completo están previstas para comenzar en agosto de 2025, debido a retrasos en el cronograma relacionados con COVID . [22] Está previsto que los datos del LSST se hagan públicos en su totalidad después de dos años. [23]
En junio de 2019, el representante Eddie Bernice Johnson y Jenniffer González-Colón iniciaron el cambio de nombre del Gran Telescopio de Rastreo Sinóptico (LSST) a Observatorio Vera C. Rubin . [24] El cambio de nombre se convirtió en ley el 20 de diciembre de 2019, [25] y 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 la catalogación de miles de millones de galaxias a través del espacio y el tiempo. [24]
El telescopio en sí se llama Telescopio de rastreo Simonyi, en honor a los donantes privados Charles y Lisa Simonyi. [26]
El LSST es el sucesor de una larga tradición de estudios del cielo . [27] 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 estudios digitales, como el Sloan Digital Sky Survey (SDSS), comenzaron a reemplazar las placas fotográficas de los estudios anteriores.
El LSST evolucionó a partir del concepto anterior del Telescopio de Materia Oscura , [28] mencionado ya en 1996. [29] El quinto informe decenal , Astronomía y Astrofísica en el Nuevo Milenio , se publicó en 2001, [30] y recomendó el "Grande -Telescopio de rastreo sinóptico de apertura" como una iniciativa importante. Incluso en esta etapa temprana se establecieron el diseño y los objetivos básicos:
El Telescopio de rastreo sinóptico de gran apertura (LSST) es un telescopio óptico de 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 de más de 300 metros y evaluará la amenaza que representan para la vida en la Tierra. Se encontrarán 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 gran desplazamiento al rojo, y midiendo la distribución de la materia oscura mediante lentes gravitacionales. Todos los datos estarán disponibles a través del Observatorio Virtual Nacional... brindando acceso a los astrónomos y al público a imágenes muy profundas del cambiante cielo nocturno.
El desarrollo inicial fue financiado por una serie de pequeñas subvenciones, con contribuciones importantes en enero de 2008 de los multimillonarios del software Charles y Lisa Simonyi y Bill Gates de 20 y 10 millones de dólares respectivamente. [31] [26] Se incluyeron 7,5 millones de dólares en la solicitud de presupuesto NSF para el año fiscal 2013 del presidente de los Estados Unidos. [32] El Departamento de Energía está financiando la construcción del componente de la cámara digital por parte del Laboratorio Nacional del Acelerador SLAC , como parte de su misión de comprender la energía oscura. [33]
En la encuesta decenal de 2010 , el LSST fue clasificado como el instrumento terrestre de mayor prioridad. [34]
La financiación del NSF para el resto de la construcción se autorizó a partir del 1 de agosto de 2014. [17] Las organizaciones principales son: [33]
A partir de mayo de 2022 [actualizar], la ruta crítica del proyecto fue la instalación, integración y prueba de la cámara. [35]
En mayo de 2018, sorprendentemente el Congreso asignó muchos más fondos de los que había solicitado el telescopio, con la esperanza de acelerar la construcción y el funcionamiento. La dirección del telescopio se mostró agradecida, pero no estaba segura de que esto fuera de ayuda, ya que en la última fase de la construcción no tenían limitaciones de efectivo. [19]
El diseño del Telescopio de rastreo Simonyi es único entre los grandes telescopios (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 tanto, su capacidad de captar luz), esto le dará una longitud espectacularmente grande de 319 m 2 ⋅ grados 2 . [6] Esto es más de tres veces el rendimiento de los telescopios de mayor visión existentes, el Telescopio Subaru con su cámara Hyper Suprime [36] y Pan-STARRS , y más de un orden de magnitud mejor que la mayoría de los telescopios grandes. [37]
El Telescopio de rastreo Simonyi es el último de una larga serie de mejoras que brindan a los telescopios campos de visión más amplios. Los primeros telescopios reflectores utilizaban espejos esféricos que, aunque fáciles de fabricar y probar, adolecen de aberración esférica ; 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 queda entonces limitado por el coma fuera del eje . Un primario parabólico de este tipo, con un enfoque primario o Cassegrain , fue el diseño óptico más común hasta el telescopio Hale en 1949. Después de eso, los telescopios utilizaron principalmente el diseño de Ritchey-Chrétien , utilizando dos espejos hiperbólicos para eliminar tanto la aberración esférica como el coma. , dejando solo el astigmatismo y brindando un campo de visión útil más amplio. La mayoría de los telescopios grandes desde el Hale utilizan este diseño; los telescopios Hubble y Keck son Ritchey-Chrétien, por ejemplo. LSST utilizará un anastigmatismo de tres espejos para cancelar el astigmatismo empleando 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, tiene 5,0 metros. metros (16 pies) de diámetro. Se espera que el espejo secundario sea el espejo convexo más grande de cualquier telescopio en funcionamiento, hasta que lo supere el secundario de 4,2 m del ELT aproximadamente en 2028. El segundo y el tercer espejo reducen el área de recolección de luz del espejo primario a 35 metros cuadrados (376,7 pies cuadrados). pies), equivalente a un telescopio de 6,68 metros de diámetro (21,9 pies). [6] Multiplicando esto por el campo de visión se obtiene un espacio de 336 m 2 ⋅grado 2 ; la cifra real se reduce mediante viñetas . [38]
Los espejos primario y terciario (M1 y M3) están diseñados como una sola pieza de vidrio, el "monolito M1M3". Colocar los dos espejos en el mismo lugar minimiza la longitud total del telescopio, lo que facilita una 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 rápido asentamiento después del movimiento. [9]
La óptica incluye tres lentes correctoras 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 [39] y la tercera lente forma la ventana de vacío delante del plano focal. [38]
A diferencia de muchos telescopios, [40] el Observatorio Rubin no intenta compensar la dispersión en la atmósfera. Tal corrección, que requiere reajustar un elemento adicional en el tren óptico, sería muy difícil en los 5 segundos permitidos entre apuntamientos, además es un desafío técnico debido a la distancia focal extremadamente corta. Como resultado, las bandas de longitud de onda más cortas alejadas del cenit tendrán una calidad de imagen algo reducida. [41]
El telescopio Simonyi utiliza un sistema de óptica activa , con sensores de frente de onda en las esquinas de la cámara, para mantener los espejos enfocados y enfocados con precisión. El campo de visión es demasiado grande para utilizar óptica adaptativa para corregir la visión atmosférica. El proceso se produce en tres etapas: [42] (1) Las mediciones del rastreador láser se utilizan para garantizar que los componentes estén centrados y cerca de las posiciones previstas. (2) Se aplican correcciones de bucle abierto para corregir aberraciones intrínsecas del espejo, hundimiento de los componentes en función de la elevación y la temperatura, y selección de filtro. (3) Las mediciones de enfoque y figura se realizan durante el funcionamiento normal mediante sensores en las esquinas del campo de visión y se utilizan para corregir la óptica.
La forma y el enfoque precisos del conjunto del espejo se estiman y luego se corrigen comparando las imágenes de cuatro conjuntos de CCD deliberadamente desenfocados (uno delante del plano focal y otro detrás, ver figura a la derecha). Se han desarrollado dos métodos para encontrar estas correcciones. Se procede analíticamente, estimando una descripción polinómica de Zernike de la forma actual del espejo y, a partir de esto, calculando un conjunto de correcciones para restaurar la figura y el enfoque. El otro método utiliza el aprendizaje automático para calcular directamente las correcciones de las imágenes desenfocadas. Ambos métodos parecen capaces de cumplir los objetivos de diseño.
Una cámara digital de enfoque principal de 3,2 gigapíxeles [nota 1] tomará una exposición de 15 segundos cada 20 segundos. [6] Reorientar un telescopio tan grande (incluido el tiempo de estabilización) en 5 segundos requiere una estructura excepcionalmente corta y rígida. Esto a su vez implica un número f muy pequeño , lo que requiere un enfoque muy preciso de la cámara. [43]
Las exposiciones de 15 segundos son un compromiso para permitir detectar fuentes tanto débiles como en movimiento. Exposiciones más largas reducirían la sobrecarga de lectura de la cámara y el reposicionamiento del telescopio, permitiendo imágenes más profundas, pero luego los objetos que se mueven rápidamente, como los objetos cercanos a la Tierra, se moverían significativamente durante una exposición. [44] Cada punto del cielo se fotografía con dos exposiciones consecutivas de 15 segundos, para rechazar eficientemente los impactos de rayos cósmicos en los CCD. [45]
El plano focal de la cámara es plano y tiene 64 cm de diámetro. La imagen principal la realiza un mosaico de 189 detectores CCD , cada uno de 16 megapíxeles . [46] Están agrupados 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 las esquinas contienen solo tres CCD cada una, para guía y control de enfoque. Los CCD proporcionan un muestreo superior a 0,2 segundos de arco y se enfriarán a aproximadamente -100 °C (173 K) para ayudar a reducir el ruido. [47]
La cámara incluye un filtro ubicado entre la segunda y tercera lente y un mecanismo de cambio automático de filtro. Aunque la cámara tiene seis filtros ( ugrizy ) que cubren longitudes de onda de 330 a 1080 nm, [48] la posición de la cámara entre los espejos secundario y terciario limita el tamaño de su cambiador de filtro. Sólo puede contener cinco filtros a la vez, por lo que cada día se debe elegir uno de los seis para omitirlo la noche siguiente. [49]
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 ser revisadas por humanos. Se espera que gestionar y analizar eficazmente la enorme producción del telescopio sea la parte técnicamente más difícil del proyecto. [51] [52] En 2010, los requisitos informáticos iniciales se estimaron en 100 teraflops de potencia informática y 15 petabytes de almacenamiento, y aumentaron a medida que el proyecto recopila datos. [53] Para 2018, las estimaciones habían aumentado a 250 teraflops y 100 petabytes de almacenamiento. [54]
Una vez tomadas las imágenes, se procesan según tres escalas de tiempo diferentes: puntual (en 60 segundos), diaria y anual . [55]
Los productos rápidos son alertas, emitidas dentro de los 60 segundos posteriores a la observación, sobre objetos que han cambiado de brillo o posición en relación con 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 importante de ingeniería de software en sí mismo. [56] Se generarán aproximadamente 10 millones de alertas por noche. [57] Cada alerta incluirá lo siguiente: [58] : 22
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 posterior y la toma de decisiones. El LSST generará una tasa de alertas sin precedentes, cientos por segundo cuando el telescopio esté funcionando. [nota 2] La mayoría de los observadores estarán interesados en sólo una pequeña fracción de estos eventos, por lo que las alertas se enviarán a los "corredores de eventos" que reenvían subconjuntos a las partes interesadas. LSST proporcionará un intermediario simple, [58] : 48 y proporcionará el flujo de alerta completo a intermediarios de eventos externos. [59] La instalación transitoria de Zwicky servirá como prototipo del sistema LSST y generará 1 millón de alertas por noche. [60]
Los productos diarios , publicados dentro de las 24 horas posteriores a la observación, comprenden las imágenes de esa noche y los catálogos fuente derivados de las diferentes imágenes. Esto incluye parámetros orbitales para objetos del Sistema Solar. Las imágenes estarán disponibles en dos formas: Raw Snaps , o datos directamente desde la cámara, e Imágenes de visita única , que han sido procesadas e incluyen eliminación de firma instrumental (ISR), estimación de fondo, detección de fuente, eliminación de mezclas y mediciones, estimación de función de dispersión de puntos. y calibración astrométrica y fotométrica. [61]
Los productos de datos de publicación anual estarán disponibles una vez al año, reprocesando todo el conjunto de datos científicos hasta la fecha. Éstas incluyen:
La publicación anual será calculada en parte por NCSA y en parte por IN2P3 en Francia. [62]
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 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 a los usuarios utilizar la capacidad de cálculo y almacenamiento del LSST directamente. También permite que los grupos académicos tengan políticas de publicación diferentes a las del LSST en su conjunto.
Una versión anterior del software de procesamiento de datos de imágenes LSST está siendo utilizada por el instrumento Hyper Suprime-Cam del telescopio Subaru , [63] un instrumento de reconocimiento de campo amplio con una sensibilidad similar a la del LSST pero con una quinta parte del campo de visión: 1,8 cuadrados grados frente a los 9,6 grados cuadrados del LSST. Se desarrolló un nuevo software llamado HelioLinc3D específicamente para el Observatorio Rubin, para detectar objetos en movimiento. [64]
El 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. [sesenta y cinco]
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 revisita muy cortos (aproximadamente un minuto), observaciones de regiones "especiales" como la eclíptica , el plano galáctico y las Nubes de Magallanes Grande y Pequeña , y áreas cubiertas en detalle por múltiples -Estudios de longitud de onda como COSMOS y Chandra Deep Field South . [45] Combinados, estos programas especiales aumentarán el área total a aproximadamente 25.000 grados 2 . [6]
Los objetivos científicos particulares del LSST incluyen: [66]
Debido a su amplio campo de visión y alta sensibilidad, se espera que LSST esté entre las mejores perspectivas para detectar contrapartes ópticas de eventos de ondas gravitacionales detectados por LIGO y otros observatorios. [70]
También se espera que el gran volumen de datos producidos conduzca a descubrimientos fortuitos adicionales.
El Congreso de los Estados Unidos ha encomendado a la NASA la tarea de detectar y catalogar el 90% de la población de OCT de tamaño 140 metros o más. [71] Se estima que el LSST, por sí solo, es capaz de detectar el 62% de tales objetos, [72] y según la Academia Nacional de Ciencias , ampliar su estudio de diez años a doce sería la forma más rentable de detectarlos. terminando la tarea. [73]
El Observatorio Rubin tiene un programa de Educación y Divulgación Pública (EPO). Rubin Observatory EPO atenderá a cuatro categorías principales de usuarios: el público en general, educadores formales, investigadores principales de ciencia ciudadana y desarrolladores de contenido en instalaciones de educación científica informal. [74] [75] El Observatorio Rubin se asociará con Zooniverse para varios de sus proyectos de ciencia ciudadana. [76]
Ha habido muchos otros estudios ópticos del cielo , algunos todavía en curso. A modo de comparación, estas son algunas de las principales encuestas ópticas utilizadas actualmente, con las diferencias señaladas:
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El sitio de Cerro Pachón fue seleccionado en 2006. Los factores principales 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 acceso a enlaces de fibra óptica, para acomodar los 30 terabytes de datos que el LSST producirá cada noche. [82]
En febrero de 2018, la construcción estaba en marcha. La estructura del edificio de la cumbre está completa y en 2018 se instaló el equipo principal, incluido HVAC , la cúpula, la cámara de revestimiento del espejo y el conjunto de montaje del telescopio. También se produjo la ampliación de las instalaciones de la base AURA en La Serena y el dormitorio en la cumbre compartido con otros telescopios en la montaña. [57]
En febrero de 2018, la cámara y el telescopio compartieron el camino crítico. Se consideró que el principal riesgo era si se asignaba tiempo suficiente para la integración del sistema. [83]
En 2017, [actualizar]el proyecto se mantuvo dentro del presupuesto, aunque la contingencia presupuestaria era ajustada. [57]
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 continuó. [84] Durante este tiempo, la cámara de puesta en servicio llegó a las instalaciones de la base y fue probada allí. Fue trasladado a la cumbre e instalado en el monte en agosto de 2022. [85]
El espejo primario, la parte más crítica y que requiere más tiempo de la construcción de un gran telescopio, fue fabricado durante un período de 7 años por el Laboratorio de Espejos del Observatorio Steward de la Universidad de Arizona . [86] La construcción del molde comenzó en noviembre de 2007, [87] la fundición del espejo se inició en marzo de 2008, [88] y la pieza en bruto del espejo fue declarada "perfecta" a principios de septiembre de 2008. [89] 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 fue aceptado formalmente el 13 de febrero de 2015, [90] [91] luego se colocó en la caja de transporte del espejo y se almacenó en un hangar de avión. [92] En octubre de 2018, se trasladó de nuevo al laboratorio de espejos y se integró con la celda de soporte de espejos. [93] Pasó por pruebas adicionales en enero/febrero de 2019 y luego fue devuelto a su caja de envío. En marzo de 2019, fue enviado en camión a Houston, [94] fue colocado en un barco para su entrega a Chile, [95] y llegó a la cumbre en mayo. [96] Allí se volverá a unir con la celda de soporte del espejo y se recubrirá.
La cámara de recubrimiento, que se utilizó para recubrir los espejos una vez que llegaron, llegó a la cumbre en noviembre de 2018. [93]
El espejo secundario fue fabricado por Corning con vidrio de expansión ultrabaja y rectificado en bruto 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 [97] hasta que estuviera disponible la financiación para completarlo. El 21 de octubre de 2014, la pieza en bruto del espejo secundario fue entregada desde Harvard a Exelis (ahora una subsidiaria de Harris Corporation ) para su rectificado fino. [98] El espejo completo se entregó a Chile el 7 de diciembre de 2018, [93] y se recubrió en julio de 2019. [99]
La excavación del sitio comenzó en serio el 8 de marzo de 2011, [100] y el sitio había sido nivelado a fines de 2011. [101] También durante ese tiempo, el diseño avanzó, con mejoras significativas en el sistema de soporte del espejo, deflectores de luz parásita , parabrisas y pantalla de calibración.
En 2015, se encontró una gran cantidad de roca rota y arcilla debajo del edificio de soporte adyacente al telescopio. Esto provocó un retraso en la construcción de 6 semanas mientras se excavaba y se llenaba el espacio con concreto. Esto no afectó ni al telescopio propiamente dicho ni a su cúpula, cuyos cimientos, mucho más importantes, se examinaron más a fondo durante la planificación del emplazamiento. [102] [103]
El edificio fue declarado sustancialmente completo en marzo de 2018. [104] Se esperaba que la cúpula estuviera terminada en agosto de 2018, [57] pero una imagen de mayo de 2019 mostraba que aún estaba incompleta. [96] La cúpula (aún incompleta) del Observatorio Rubin giró por primera vez por sus propios medios en noviembre de 2019. [105]
La montura del telescopio y el muelle sobre el que se asienta son proyectos de ingeniería importantes por derecho propio. El principal problema técnico es que el telescopio debe girar 3,5 grados con respecto al campo adyacente y estabilizarse en cuatro segundos. [nota 3] [106] : 10 Esto requiere un muelle y una montura de telescopio muy rígidos, con una velocidad de giro y aceleración muy altas (10°/seg y 10°/seg 2 , respectivamente [107] ). El diseño básico es convencional: un soporte altitud sobre acimut fabricado en acero, con cojinetes hidrostáticos en ambos ejes, montado sobre un muelle aislado de los cimientos de la cúpula. El muelle del LSST es inusualmente grande (16 m de diámetro), robusto (paredes de 1,25 m de espesor) y está montado directamente sobre un lecho de roca virgen, [106] donde se tuvo cuidado durante la excavación del sitio para evitar el uso de explosivos que lo agrietarían. [103] : 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, dándole un centro de gravedad muy bajo.
El contrato para el conjunto de la montura del telescopio se firmó en agosto de 2014. [108] Pasó sus pruebas de aceptación en 2018 [93] y llegó al sitio de construcción en septiembre de 2019. [109] En abril de 2023, la montura fue declarada "esencialmente completa". " y se dirigió al observatorio Rubin. [110]
En agosto de 2015, el proyecto de la cámara LSST, que está 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. [111] El 31 de agosto se dio la aprobación y se inició la construcción en SLAC . [112] En septiembre de 2017, la construcción de la cámara estaba completa en un 72% y se disponía de fondos suficientes (incluidas las contingencias) para terminar el proyecto. [57] En septiembre de 2018, el criostato estaba completo, las lentes rectificadas y se habían entregado 12 de las 21 balsas de sensores CCD necesarias. [113] En septiembre de 2020, todo el plano focal estaba completo y en pruebas. [114] En octubre de 2021, se había terminado y entregado el último de los seis filtros que necesitaba la cámara. [115] Para noviembre de 2021, toda la cámara se había enfriado a su temperatura de funcionamiento requerida, por lo que podrían comenzar las pruebas finales. [116]
Antes de instalar la cámara final, se utilizará una versión más pequeña y simple (la cámara de puesta en servicio, o ComCam) "para realizar tareas tempranas de alineación y puesta en servicio del telescopio, completar la ingeniería de la primera luz y posiblemente producir datos científicos tempranos utilizables". [117]
Se informó que la cámara estaba terminada a principios de 2024. [118] La cámara llegó al observatorio en mayo de 2024. [119]
Los datos deben transportarse desde la cámara a las instalaciones de la cumbre, a las instalaciones de la base y luego a la instalación de datos LSST en el Centro Nacional de Aplicaciones de Supercomputación de Estados Unidos. [120] Esta transferencia debe ser muy rápida (100 Gbit/s o mejor) y confiable, ya que NCSA es donde los datos se procesarán en productos de datos científicos, incluidas alertas en tiempo real de eventos transitorios. Esta transferencia utiliza múltiples cables de fibra óptica desde las instalaciones base en La Serena hasta Santiago , y luego a través de dos rutas redundantes hasta 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. [121]
Dado que la transferencia de datos cruza fronteras internacionales, participan muchos grupos diferentes. Entre ellas se encuentran la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía (AURA, Chile y EE.UU.), REUNA [122] (Chile), Florida International University (EE.UU.), AmLightExP [121] (EE.UU.), RNP [123] (Brasil), y la Universidad de Illinois Urbana-Champaign NCSA (EE. UU.), todas las cuales participan en el Equipo de Ingeniería de Redes (NET) de LSST. Esta colaboración diseña y ofrece rendimiento de red de extremo a extremo en múltiples dominios y proveedores de red.
Un estudio de 2020 del Observatorio Europeo Austral estimó que entre el 30% y el 50% de las exposiciones alrededor del crepúsculo del Observatorio Rubin se verían gravemente afectadas por las constelaciones de satélites . Los telescopios de rastreo tienen un gran campo de visión y estudian fenómenos de corta duración como supernovas o asteroides , [124] 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 final de la noche (30%). En el caso de estelas brillantes, la exposición completa podría verse arruinada por una combinación de saturación, diafonía (los píxeles lejanos obtienen señal debido a la naturaleza de la electrónica CCD) y efecto fantasma (reflejos internos dentro del telescopio y la cámara) causados por la estela del satélite, que afecta a una área del cielo significativamente más grande que la propia trayectoria del satélite durante la toma de imágenes. En el caso de estelas más débiles, sólo se perdería una cuarta parte de la imagen. [125] Un estudio anterior realizado por el Observatorio Rubin encontró un impacto del 40% durante el crepúsculo y sólo las noches en pleno invierno no se verían afectadas. [126]
Posibles enfoques a este problema serían una reducción del número o el brillo de los satélites, mejoras en el sistema de cámaras CCD del telescopio, o ambas. Las observaciones de los satélites Starlink mostraron una disminución del brillo de la trayectoria del satélite en los satélites oscurecidos. Esta disminución no es suficiente para mitigar el efecto en estudios de campo amplio como el realizado por el Observatorio Rubin. [127] Por lo tanto, SpaceX está introduciendo una sombrilla 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 encima de la séptima magnitud, para evitar saturar los detectores. [128] Esto limita el problema sólo a la trayectoria del satélite y no a toda la imagen. [129] A partir de 2023, los "mini" satélites Starlink de segunda generación han alcanzado magnitudes aparentes medias superiores a 7. [130]
![Cielos despejados en Cerro Pachón [131]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/96/Clear_Skies_at_Cerro_Pach%C3%B3n.jpg/1280px-Clear_Skies_at_Cerro_Pach%C3%B3n.jpg)
![Observatorio Vera C. Rubin en construcción [132]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/9d/Vera_C._Rubin_Observatory_under_construction.jpg/1280px-Vera_C._Rubin_Observatory_under_construction.jpg)
![Conjunto de montura del telescopio, tomado de la cúpula durante la instalación del puente grúa. [133]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/ef/Rubin_Telescope_Mount_Assembly.jpg/1280px-Rubin_Telescope_Mount_Assembly.jpg)
![Plano focal de la LSST Cam. Tiene 60 cm (2 pies) de ancho y 189 sensores para producir imágenes de 3200 megapíxeles. [134]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/37/LSST_Camera_focal_plane.jpg/1280px-LSST_Camera_focal_plane.jpg)
![Los ingenieros ópticos Justin Wolfe (izquierda) y Simon Cohen con el filtro r para la cámara LSST. [135]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e3/Rubin_r-band_Filter_at_Lawrence_Livermore_National_Laboratory.jpg/1280px-Rubin_r-band_Filter_at_Lawrence_Livermore_National_Laboratory.jpg)
![El LSST Cam se enfrió a temperaturas bajo cero utilizando ambos sistemas de enfriamiento [136]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a2/LSST_Camera_Lift.jpg/1280px-LSST_Camera_Lift.jpg)
{{cite journal}}: Mantenimiento CS1: varios nombres: lista de autores ( enlace ){{cite journal}}: Mantenimiento CS1: varios nombres: lista de autores ( enlace )No se ha incorporado ninguna corrección por dispersión atmosférica o ADC. La relación focal extremadamente rápida y los rápidos cambios de orientación esperados durante el curso de las observaciones impiden cualquier técnica de compensación. Habrá que aceptar una calidad de imagen reducida en las bandas de longitudes de onda inferiores en ángulos alejados del cenit.
