Observatorio Vera C. Rubin

El Observatorio Vera C. Rubin, anteriormente conocido como el Gran Telescopio para Rastreos Sinópticos (LSST), es un observatorio astronómico en construcción en Chile. Su principal tarea será llevar a cabo un estudio astronómico sinóptico, el Legacy Survey of Space and Time. La palabra "sinóptico" se deriva de las palabras griegas σύν (syn, "junto") y ὄψις (opsis, "vista"), y describe observaciones que brindan una visión amplia de un tema en un momento determinado. El observatorio está ubicado en la cima 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 telescopios de investigación astrofísica Gemini Sur y Austral existentes. La base del LSST se encuentra a unos 100 kilómetros (62 millas) del observatorio por carretera, en la ciudad de La Serena. El observatorio recibe su nombre en honor a Vera Rubin, una astrónoma estadounidense que fue pionera en los descubrimientos sobre las velocidades de rotación de las galaxias.

El Observatorio Rubin albergará el Simonyi Survey Telescope, un telescopio reflector de campo amplio con un espejo primario de 8,4 metros que fotografiará todo el cielo disponible cada pocas noches. 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 registrarán mediante una cámara de imágenes con dispositivo acoplado de carga (CCD) de 3,2 gigapíxeles, la cámara digital más grande jamás construida.

El LSST se propuso en 2001 y la construcción del espejo comenzó (con fondos privados) en 2007. El LSST se convirtió entonces en el gran proyecto terrestre mejor clasificado en la Encuesta Decenal de Astrofísica de 2010 y la construcción del proyecto comenzó oficialmente el 1 de agosto de 2014, cuando la Fundación Nacional de Ciencias de los Estados Unidos (NSF) autorizó la parte del año fiscal 2014 (27,5 millones de dólares) de su presupuesto de construcción. La financiación proviene de la NSF, el Departamento de Energía de los Estados Unidos y fondos privados recaudados por la organización internacional sin fines de lucro dedicada, la LSST Discovery Alliance. Las operaciones están bajo la gestión de la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía (AURA). Se espera que el costo total de la construcción sea de aproximadamente 680 millones de dólares.

La construcción del sitio comenzó el 14 de abril de 2015 con la colocación ceremonial de la primera piedra. Se espera que la primera luz de la cámara de ingeniería comience en agosto de 2024, mientras que la primera luz del sistema está prevista para enero de 2025 y las operaciones de estudio completo están previstas para comenzar en agosto de 2025, debido a retrasos en el cronograma relacionados con COVID. Está previsto que los datos de LSST se hagan públicos en su totalidad después de dos años.

En junio de 2019, el representante de los Estados Unidos Eddie Bernice Johnson y Jenniffer González-Colón iniciaron el cambio de nombre del observatorio, que pasó de Gran Telescopio para Rastreos Sinópticos (LSST) a Observatorio Vera C. Rubin. El cambio de nombre se promulgó como ley de los Estados Unidos el 20 de diciembre de 2019 y se anunció en la reunión de invierno de la Sociedad Astronómica Estadounidense de 2020. El observatorio lleva el nombre de Vera C. Rubin. El nombre rinde homenaje al 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.

El telescopio en sí se llama Simonyi Survey Telescope, en honor a los donantes privados Charles y Lisa Simonyi.

El LSST es el sucesor de una tradición de estudios del cielo. Estos comenzaron como catálogos compilados visualmente en el siglo XVIII, como el catálogo Messier. Este fue reemplazado por estudios fotográficos, comenzando con la Colección de Placas de Harvard de 1885, el Estudio del Cielo del Observatorio Palomar de la National Geographic Society y otros. Hacia 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, mencionado ya en 1996. El quinto informe decenal, Astronomía y Astrofísica en el Nuevo Milenio, se publicó en 2001 y recomendó el "Telescopio de Sondeo Sinóptico de Gran Apertura" como una iniciativa importante. Incluso en esta etapa temprana se establecieron el diseño y los objetivos básicos:

El telescopio de encuesta sinóptica de gran apertura (LSST) es un telescopio óptico de 6,5 m diseñado para inspeccionar el cielo visible cada semana hasta un nivel mucho más débil que el alcanzado por las encuestas existentes. catalogará el 90 por ciento de los objetos cercanos a la Tierra de más de 300 m y evaluará la amenaza que representan para la vida en la Tierra. Encontrará unos 10.000 objetos primitivos en el Cinturón Kuiper, que contiene un registro fósil de la formación del sistema solar. También contribuirá al estudio de la estructura del universo observando miles de supernovas, tanto cercanas como en gran redshift, y midiendo la distribución de materia oscura a través de lentes gravitacionales. Todos los datos estarán disponibles a través del Observatorio Virtual Nacional... proporcionando acceso a astrónomos y al público a imágenes muy profundas del cambiante cielo nocturno.

El desarrollo inicial se financió con una serie de pequeñas subvenciones, con importantes contribuciones en enero de 2008 de los multimillonarios del software Charles y Lisa Simonyi y Bill Gates, de 20 y 10 millones de dólares, respectivamente. En la solicitud de presupuesto del presidente de los Estados Unidos a la NSF para el año fiscal 2013 se incluyeron 7,5 millones de dólares. El Departamento de Energía de los Estados Unidos está financiando la construcción del componente de cámara digital por parte del Laboratorio Nacional de Aceleradores SLAC, como parte de su misión de comprender la energía oscura.

En la encuesta decenal de 2010, el LSST fue clasificado como el instrumento terrestre de mayor prioridad.

La financiación de la NSF para el resto de la construcción se autorizó a partir del 1 de agosto de 2014. Las organizaciones principales son:

• El Laboratorio Nacional Acelerador SLAC para diseñar y construir la cámara LSST
• La Astronomía Óptica Nacional Observatorio para proporcionar el telescopio y el equipo del sitio
• Centro Nacional de Aplicaciones Supercomputadoras para construir y probar el centro de acceso a archivos y datos
• La Asociación de Universidades de Investigación en Astronomía es responsable de supervisar la construcción de LSST.

A partir de mayo de 2022, la etapa crítica del proyecto fue la instalación, integración y prueba de la cámara.

En mayo de 2018, el Congreso de los Estados Unidos sorprendentemente asignó mucho más financiamiento del que el telescopio había solicitado, con la esperanza de acelerar la construcción y el funcionamiento. La administración del telescopio se mostró agradecida, pero no estaba segura de que esto fuera a ayudar, ya que en la última etapa de la construcción no tenían límite de efectivo.

El diseño del Telescopio de Sondeo Simonyi es único entre los grandes telescopios (espejos primarios de 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 diámetro, o 0,2 grados cuadrados. Combinado con su gran apertura (y, por lo tanto, su capacidad de captar luz), esto le dará una extensión espectacularmente grande de 319 m²⋅grado². Esto es más de tres veces la extensión de los telescopios de mayor visión existentes, el Telescopio Subaru con su cámara Hyper Suprime y Pan-STARRS, y más de un orden de magnitud mejor que la mayoría de los grandes telescopios.

Los primeros telescopios reflectores utilizaban espejos esféricos que, aunque fáciles de fabricar y probar, sufren aberración esférica; se necesitaba una longitud focal 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 se ve limitado por la coma fuera del eje. Un espejo primario parabólico de este tipo, con un foco principal o Cassegrain, fue el diseño óptico más común hasta el telescopio Hale en 1949. Después de eso, los telescopios utilizaron principalmente el diseño Ritchey-Chrétien, utilizando dos espejos hiperbólicos para eliminar tanto la aberración esférica como la coma, dejando solo el astigmatismo y proporcionando 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 anastigmat de tres espejos para cancelar el astigmatismo empleando tres espejos no esféricos. El resultado son imágenes nítidas en un amplio campo de visión, pero a expensas de la capacidad de captación de luz gracias al gran espejo terciario.

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 (16 pies) de diámetro. Se espera que el espejo secundario sea el espejo convexo más grande en cualquier telescopio operativo, hasta que sea superado por el secundario de 4,2 m del Extremely Large Telescope en aproximadamente 2028. 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). Multiplicando esto por el campo de visión se obtiene un étendue de 336 m²⋅degree²; La figura real se reduce mediante viñeteado.

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. Fabricarlos 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.

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, y la tercera lente forma la ventana de vacío delante del plano focal.

A diferencia de muchos telescopios, 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 de ser un desafío técnico debido a la longitud focal extremadamente corta. Como resultado, las bandas de longitud de onda más cortas alejadas del cenit tendrán una calidad de imagen algo reducida.

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 con una forma precisa y enfocados. El campo de visión es demasiado grande para utilizar óptica adaptativa para corregir la visibilidad atmosférica. El proceso se lleva a cabo en tres etapas: (1) Se utilizan mediciones con rastreador láser para asegurarse de que los componentes estén centrados y cerca de las posiciones deseadas. (2) Se aplican correcciones de bucle abierto para corregir las aberraciones intrínsecas del espejo, la inclinación de los componentes en función de la elevación y la temperatura, y la selección de filtros. (3) Las mediciones de enfoque y forma 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 de espejos se calculan y luego se corrigen comparando las imágenes de cuatro conjuntos de CCD deliberadamente desenfocados (uno delante del plano focal y otro detrás, véase la figura de la derecha). Se han desarrollado dos métodos para encontrar estas correcciones. Uno 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 a partir de las imágenes desenfocadas. Ambos métodos parecen capaces de cumplir con los objetivos de diseño.

Una cámara digital con foco principal de 3,2 gigapíxeles tomará una exposición de 15 segundos cada 20 segundos. Para volver a apuntar un telescopio tan grande (incluido el tiempo de estabilización) en 5 segundos se necesita una estructura excepcionalmente corta y rígida. Esto, a su vez, implica un número f pequeño, lo que requiere un enfoque preciso de la cámara.

Las exposiciones de 15 segundos son un compromiso para permitir detectar fuentes tanto débiles como móviles. 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 los objetos que se mueven rápidamente, como los objetos cercanos a la Tierra, se moverían significativamente durante una exposición. Cada punto en el cielo se captura con dos exposiciones consecutivas de 15 segundos, para rechazar de manera eficiente los impactos de rayos cósmicos en los CCD.

El plano focal de la cámara es plano y tiene 64 cm de diámetro. La toma de imágenes principal se realiza mediante un mosaico de 189 detectores CCD, cada uno con 16 megapíxeles. Están agrupados en una cuadrícula de 5x5 de "balsas", donde las 21 balsas centrales contienen sensores de imágenes de 3x3, mientras que las cuatro balsas de las esquinas 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 enfriarán a aproximadamente -100 °C (173 K) para ayudar a reducir el ruido.

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 (¡qué asco!) que cubren longitudes de onda de 330 a 1080 nm, la posición de la cámara entre los espejos secundario y terciario limita el tamaño de su cambiador de filtros. Puede albergar cinco filtros a la vez, por lo que cada día se debe elegir uno de los seis para omitirlo la noche siguiente.

Si se tienen en cuenta las necesidades de mantenimiento, el mal tiempo y otras contingencias, se espera que la cámara tome más de 200.000 fotografías (1,28 petabytes sin comprimir) al año, mucho más de lo 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. En 2010, los requisitos informáticos iniciales se estimaron en 100 teraflops de potencia de cálculo y 15 petabytes de almacenamiento, cifra que aumentará a medida que el proyecto recopile datos. Para 2018, las estimaciones habían aumentado a 250 teraflops y 100 petabytes de almacenamiento.

Una vez que se toman las imágenes, se procesan según tres escalas de tiempo diferentes: rápida (en un plazo de 60 segundos), diariamente y anualmente.

Los productos prompt son alertas que se emiten 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 en el cielo. Transferir, procesar y diferenciar imágenes tan grandes en 60 segundos (los métodos anteriores tardaban horas en imágenes más pequeñas) es un problema de ingeniería de software significativo en sí mismo. Se generarán aproximadamente 10 millones de alertas por noche. Cada alerta incluirá lo siguiente:

• Alerta y base de datos ID: IDs identificando de forma única esta alerta
• La caracterización fotométrica, astrométrica y forma de la fuente detectada
• 30×30 pixel (en promedio) cortes de la plantilla y las imágenes de diferencia (en formato FITS)
• The time series (up to a year) of all previous detections of this source
• Varias estadísticas sumarias ("características") computadas de la serie de tiempo

No existe 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 cualquier 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. La mayoría de los observadores estarán interesados en solo una pequeña fracción de estos eventos, por lo que las alertas se enviarán a "agentes de eventos" que reenviarán subconjuntos a las partes interesadas. LSST proporcionará un agente simple y proporcionará el flujo de alerta completo a los agentes de eventos externos. La instalación transitoria Zwicky servirá como prototipo del sistema LSST, generando un millón de alertas por noche.

Los productos diarios, publicados en las 24 horas siguientes a la observación, incluyen las imágenes de esa noche y los catálogos de fuentes derivados de las imágenes diferenciales. Esto incluye los parámetros orbitales de los objetos del Sistema Solar. Las imágenes estarán disponibles en dos formatos: Raw Snaps, o datos directamente desde la cámara, e Single Visit Images, que han sido procesadas e incluyen eliminación de firma instrumental (ISR), estimación de fondo, detección de fuente, desmezcla y mediciones, estimación de función de dispersión de puntos y calibración astrométrica y fotométrica.

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. Entre ellos se incluyen:

• Imágenes calibradas
• Medidas de posiciones, flujos y formas
• Información sobre la viabilidad
• Una descripción compacta de curvas de luz
• Un reprocesamiento uniforme de los productos de datos rápidos basados en la diferencia
• Un catálogo de aproximadamente 6 millones de objetos de Sistemas Solares, con sus órbitas
• Un catálogo de aproximadamente 37 mil millones de objetos de cielo (20 mil millones de galaxias y 17 mil millones de estrellas), cada uno con más de 200 atributos.

El cálculo de la versión anual se realizará en parte por el Centro Nacional de Aplicaciones de Supercomputación y en parte por el IN2P3 en Francia.

LSST está reservando el 10% de su capacidad de procesamiento y espacio en disco para productos de datos generados por los usuarios. Estos se producirán ejecutando algoritmos personalizados sobre el conjunto de datos de LSST para fines especializados, utilizando interfaces de programación de aplicaciones (API) para acceder a los datos y almacenar los resultados. Esto evita la necesidad de descargar y luego cargar enormes cantidades de datos al permitir que los usuarios utilicen la capacidad de almacenamiento y procesamiento de LSST directamente. También permite que los grupos académicos tengan políticas de publicación diferentes a las de LSST en su conjunto.

Una versión preliminar del software de procesamiento de datos de imágenes del LSST está siendo utilizada por el instrumento Hyper Suprime-Cam del telescopio Subaru, un instrumento de sondeo de campo amplio con una sensibilidad similar al LSST pero con una quinta parte del campo de visión: 1,8 grados cuadrados frente a los 9,6 grados cuadrados del LSST. El nuevo software llamado HelioLinc3D fue desarrollado específicamente para el Observatorio Rubin, para detectar objetos en movimiento.

LSST cubrirá aproximadamente 18.000 grados cuadrados del cielo austral con seis filtros en su estudio principal, con aproximadamente 825 visitas a cada punto. Se espera que los límites de magnitud 5σ (SNR mayor que 5) sean r <24,5 en imágenes individuales y r <27,8 en los datos apilados completos.

El estudio principal utilizará aproximadamente el 90% del tiempo de observación. El 10% restante se utilizará para obtener una cobertura mejorada para objetivos y regiones específicos. 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 Grandes y Pequeñas Nubes de Magallanes, y áreas cubiertas en detalle por estudios de longitudes de onda múltiples como COSMOS y Chandra Deep Field South. Combinados, estos programas especiales aumentarán el área total a aproximadamente 25.000 grados 2 .

Los objetivos científicos particulares del LSST incluyen:

• Estudiando energía oscura y materia oscura midiendo lentes gravitacionales débiles, oscilaciones acústicas baryon y fotometría de tipo Ia supernovae, todo como una función de redshift.
• Mapping small objects in the Solar System, particularly near-Earth asteroids and Kuiper belt objects. Se espera que LSST aumente el número de objetos catalogados por un factor de 10 a 100. También ayudará con la búsqueda del hipotetizado Planeta Nueve.
• Detectar eventos astronómicos transitorios incluyendo novae, supernovae, ráfagas de rayos gamma, variabilidad de cuásar y lentes gravitacionales, y proporcionar notificaciones de eventos rápidos para facilitar el seguimiento.
• Mapping the Milky Way.

Debido a su amplio campo de visión y sensibilidad, se espera que el LSST sea uno de los mejores prospectos para detectar contrapartes ópticas de eventos de ondas gravitacionales detectados por LIGO y otros observatorios.

También se espera que el enorme volumen de datos producido 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 objetos en órbita cercana a la Tierra de tamaño igual o superior a 140 metros. Se estima que el LSST, por sí solo, es capaz de detectar el 62% de esos objetos y, según la Academia Nacional de Ciencias de los Estados Unidos, extender su estudio de diez a doce años sería la forma más rentable de terminar la tarea.

El Observatorio Rubin cuenta con un programa de Educación y Difusión Pública (EPO, por sus siglas en inglés). El EPO del Observatorio Rubin prestará servicios a cuatro categorías principales de usuarios: el público en general, los educadores formales, los investigadores principales de ciencia ciudadana y los desarrolladores de contenido en instalaciones de educación científica informal. El Observatorio Rubin se asociará con Zooniverse para varios de sus proyectos de ciencia ciudadana.

Se han realizado muchos otros estudios ópticos del cielo, algunos de los cuales aún están en curso. A modo de comparación, a continuación se presentan algunos de los principales estudios ópticos que se utilizan actualmente, con las diferencias señaladas:

• Encuestas fotográficas de cielo, como la National Geographic Society – Palomar Observatory Sky Survey y su versión digitalizada, la Digitized Sky Survey. Esta tecnología es obsoleta, con mucha menos profundidad, y en general tomada de lugares con menos de excelentes vistas. Estos archivos todavía se utilizan ya que abarcan un intervalo de tiempo bastante grande —más de 100 años en algunos casos— y cubren todo el cielo. Los escaneos de la placa alcanzaron un límite de R~18 y B~19.5 sobre el 90% del cielo, y alrededor de una magnitud más débil sobre el 50% del cielo.
• El Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (2000-2009) revisó 14.555 grados cuadrados del cielo del hemisferio norte con un telescopio de 2,5 metros. Sigue siendo una encuesta espectrográfica. Su magnitud fotométrica limitante varió de 20.5 a 22.2, dependiendo del filtro.
• Pan-STARRS (2010–presente) es una encuesta de cielo en curso utilizando dos campos de ancho 1.8 m telescopios Ritchey-Chrétien ubicados en Haleakala en Hawai. Hasta que LSST comience la operación, seguirá siendo el mejor detector de objetos cercanos a la Tierra. Su cobertura, 30.000 grados cuadrados, es comparable a lo que cubrirá el SST. La única profundidad de imagen en la encuesta PS1 fue entre la magnitud 20.9–22.0 dependiendo del filtro.
• El DESI Legacy Imaging Surveys (2013–present) observa 14,000 grados cuadrados del cielo norte y sur con el telescopio Bok 2.3-m, el telescopio Mayall de 4 metros y el Telescopio Víctor M. Blanco de 4 metros. Las encuestas de Legacy hacen uso de la Encuesta de Legado de Banda Mayall, la Encuesta de Cielo de Beijing–Arizona y la Encuesta de Energía Oscura. Las encuestas de Legacy evitaron la Vía Láctea, ya que se refería principalmente a galaxias distantes. La zona de DES (5.000 grados cuadrados) está totalmente incluida en la zona de reconocimiento prevista de LSST en el cielo meridional. Sus exposiciones suelen alcanzar la magnitud 23–24.
• Gaia es una encuesta espacial en curso de todo el cielo desde 2014, cuyo objetivo principal es la astrometría extremadamente precisa de aproximadamente dos mil millones de estrellas, quasars, galaxias y objetos del sistema solar. Su área de recogida de 0.7 m² no permite la observación de objetos tan débiles como se puede incluir en otras encuestas, pero la ubicación de cada objeto observado se conoce con mayor precisión. Aunque no toma exposiciones en el sentido tradicional, detecta objetos hasta una magnitud de 21.
• La Zwicky Transient Facility (2018–present) es una encuesta similar, rápida y de amplio campo para detectar eventos transitorios. El telescopio tiene un campo de visión aún mayor (47 grados cuadrados; 5× el campo), pero una abertura significativamente menor (1.22 m; 1/30 el área). Se está utilizando para desarrollar y probar el software de alerta automatizado LSST. Sus exposiciones suelen alcanzar la magnitud 20–21.
• El Telescopio de Vigilancia Espacial (2011–presente) es un telescopio de reconocimiento rápido similar utilizado principalmente para aplicaciones militares, con aplicaciones civiles secundarias, incluyendo desechos espaciales y detección y catalogación de objetos cercanos a la Tierra.

El sitio de Cerro Pachón fue seleccionado en 2006. Los factores principales fueron la cantidad de noches despejadas por año, los patrones climáticos estacionales y la calidad de las imágenes tal como se ven a través de la atmósfera local (seeing). 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 LSST producirá cada noche.

En febrero de 2018, la construcción estaba en plena marcha. La estructura del edificio de la cumbre estaba completa y en 2018 se instalaron los equipos principales, incluidos el sistema de calefacción, ventilación y aire acondicionado, la cúpula, la cámara de recubrimiento de espejos y el conjunto de montaje del telescopio. También se amplió la instalación de la base de AURA en La Serena y el dormitorio de la cumbre compartido con otros telescopios en la montaña.

En febrero de 2018, la cámara y el telescopio compartían la ruta crítica. Se consideró que el riesgo principal era si se había asignado suficiente tiempo para la integración del sistema.

En 2017, el proyecto se mantuvo dentro del presupuesto, aunque el presupuesto de contingencia era ajustado.

En marzo de 2020, el trabajo en las instalaciones de la cumbre y la cámara principal del SLAC se suspendió debido a la pandemia de COVID-19, aunque se continuó trabajando en el software. Durante este tiempo, la cámara de puesta en servicio llegó a las instalaciones de la base y se probó allí. Se trasladó a la cumbre y se instaló en el monte en agosto de 2022.

El espejo primario, la parte más crítica y que más tiempo requiere en la construcción de un gran telescopio, fue fabricado durante un período de siete años por el Laboratorio de Espejos del Observatorio Steward de la Universidad de Arizona. La construcción del molde comenzó en noviembre de 2007, el moldeado del espejo comenzó en marzo de 2008 y el espejo en bruto fue declarado "perfecto" a principios de septiembre de 2008. En enero de 2011, se completó la generación y el pulido fino de las figuras M1 y M3, y se comenzó a pulir la M3.

El espejo fue aceptado formalmente el 13 de febrero de 2015, luego colocado en la caja de transporte de espejos y almacenado en un hangar de aviones. En octubre de 2018, fue trasladado nuevamente al laboratorio de espejos y se integró con la celda de soporte del espejo. Pasó por pruebas adicionales en enero/febrero de 2019, luego fue devuelto a su caja de envío. En marzo de 2019, fue enviado en camión a Houston, Texas, se colocó en un barco para su entrega a Chile y llegó a la cumbre en mayo. Allí se reunirá con la celda de soporte del espejo y se revestirá.

La cámara de recubrimiento, que se utilizó para recubrir los espejos una vez que llegaron, llegó a la cumbre en noviembre de 2018.

El espejo secundario fue fabricado por Corning con vidrio de expansión ultrabaja y pulido grueso hasta una precisión de 40 μm de la forma deseada. En noviembre de 2009, la pieza en bruto se envió a la Universidad de Harvard para su almacenamiento hasta que se consiguiera financiación para completarlo. El 21 de octubre de 2014, la pieza en bruto del espejo secundario fue enviada desde Harvard a Exelis (ahora una filial de Harris Corporation) para su pulido fino. El espejo terminado se entregó a Chile el 7 de diciembre de 2018 y se revistió en julio de 2019.

La excavación del sitio comenzó en serio el 8 de marzo de 2011, y el sitio quedó nivelado a fines de 2011. También durante ese tiempo, el diseño avanzó, con mejoras significativas en el sistema de soporte del espejo, los deflectores de luz difusa, el parabrisas y la pantalla de calibración.

En 2015, se encontró una gran cantidad de rocas y arcilla fragmentadas debajo del edificio de apoyo adyacente al telescopio. Esto provocó un retraso de seis semanas en la construcción mientras se excavaba y se rellenaba el espacio con hormigón. Esto no afectó al telescopio propiamente dicho ni a su cúpula, cuyos cimientos, mucho más importantes, se examinaron con más detenimiento durante la planificación del sitio.

El edificio fue declarado prácticamente terminado en marzo de 2018. Se esperaba que la cúpula estuviera terminada en agosto de 2018, pero una fotografía de mayo de 2019 mostró que todavía estaba incompleta. La cúpula del Observatorio Rubin (aún incompleta) giró por primera vez por sus propios medios en noviembre de 2019.

El soporte del telescopio y el pilar sobre el que se asienta son proyectos de ingeniería sustanciales por sí mismos. El principal problema técnico es que el telescopio debe girar 3,5 grados hacia el campo adyacente y asentarse en cuatro segundos. Esto requiere un pilar y un soporte de telescopio muy rígidos, con velocidades de giro y aceleración muy altas (10°/seg y 10°/seg², respectivamente). El diseño básico es convencional: un soporte de altitud sobre acimut hecho de acero, con cojinetes hidrostáticos en ambos ejes, montado sobre un pilar que está aislado de los cimientos de la cúpula. El pilar 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, donde se tuvo cuidado durante la excavación del sitio para evitar el uso de explosivos que lo agrietaran. 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 puntos de referencia acimutales, lo que le otorga un centro de gravedad muy bajo.

El contrato para el montaje de la montura del telescopio se firmó en agosto de 2014. Pasó las pruebas de aceptación en 2018 y llegó al sitio de construcción en septiembre de 2019. En abril de 2023, la montura se declaró "esencialmente completa" y se entregó al Observatorio Rubin.

En agosto de 2015, el proyecto de la cámara LSST, financiado por separado por el Departamento de Energía de los EE. UU. (DoE), aprobó su revisión de diseño de "decisión crítica 3", y el comité de revisión recomendó que el DoE aprobara formalmente el inicio de la construcción. El 31 de agosto se dio la aprobación y la construcción comenzó en SLAC en California. En septiembre de 2017, la construcción de la cámara estaba completa en un 72%, con fondos suficientes (incluidas las contingencias) para terminar el proyecto. En septiembre de 2018, el criostato estaba completo, las lentes pulidas y se habían entregado 12 de los 21 conjuntos necesarios de sensores CCD. En septiembre de 2020, todo el plano focal estaba completo y en pruebas. En octubre de 2021, el último de los seis filtros que necesitaba la cámara estaba terminado y entregado. En noviembre de 2021, toda la cámara se había enfriado a su temperatura de funcionamiento requerida, por lo que pudieron comenzar las pruebas finales.

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  Rendering of the LSST camera
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  Dibujo cortado en color de la cámara LSST
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  Vista explotada de los componentes ópticos de la cámara LSST
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  Vera C. Observatorio Rubin Commissioning Camera

Antes de instalar la cámara final, se utilizará una versión más pequeña y sencilla (la cámara de puesta en servicio o ComCam) para "realizar las primeras tareas de alineación y puesta en servicio del telescopio, completar la primera luz de ingeniería y, posiblemente, producir los primeros datos científicos utilizables".

Se informó que la cámara se completó a principios de 2024. La cámara llegó al observatorio en mayo de 2024.

Los datos deben ser transportados 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 para Aplicaciones de Supercomputación (NCSA) en los Estados Unidos. Esta transferencia debe ser muy rápida (100 Gbit/s o mejor) y confiable, ya que el NCSA es donde los datos serán procesados para obtener productos de datos científicos, incluidas alertas en tiempo real de eventos transitorios. Esta transferencia utiliza múltiples cables de fibra óptica desde la instalación de la base en La Serena hasta Santiago de Chile, y luego a través de dos rutas redundantes hasta Miami, Florida, donde se conecta a la infraestructura de alta velocidad existente. Estos dos enlaces redundantes fueron activados en marzo de 2018 por el consorcio AmLight.

Dado que la transferencia de datos cruza fronteras internacionales, participan muchos grupos diferentes. Entre ellos se incluyen la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía (AURA, Chile y EE. UU.), REUNA (Chile), la Universidad Internacional de Florida (EE. UU.), AmLightExP (EE. UU.), RNP (Brasil) y la Universidad de Illinois Urbana-Champaign NCSA (EE. UU.), todos los cuales participan en el Equipo de Ingeniería de Redes (NET) del LSST. Esta colaboración diseña y ofrece un rendimiento de red de extremo a extremo en múltiples dominios y proveedores de red.

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 sondeo tienen un gran campo de visión y estudian fenómenos de corta duración como supernovas o asteroides, 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%). En el caso de las estelas brillantes, la exposición completa podría verse arruinada por una combinación de saturación, diafonía (píxeles lejanos que ganan señal debido a la naturaleza de la electrónica del CCD) y efecto fantasma (reflexiones internas dentro del telescopio y la cámara) causadas por la estela del satélite, lo que afectaría a un área del cielo significativamente mayor que la propia trayectoria del satélite durante la obtención de imágenes. En el caso de las estelas más débiles, solo se perdería una cuarta parte de la imagen. Un estudio previo del Observatorio Rubin determinó que el impacto es del 40% al anochecer y que solo las noches de pleno invierno no se verían afectadas.

Las posibles soluciones a este problema serían una reducción del número o el brillo de los satélites, mejoras en el sistema de cámara CCD del telescopio o ambas cosas. Las observaciones de los satélites Starlink mostraron una disminución del brillo de la estela del satélite en el caso de los satélites oscurecidos. Esta disminución no es suficiente para mitigar el efecto en los estudios de campo amplio como el realizado por el Observatorio Rubin. 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 encima de la magnitud 7, para evitar saturar los detectores. Esto limita el problema solo a la estela del satélite y no a toda la imagen. A partir de 2023, los satélites "mini" de la generación 2 de Starlink han logrado magnitudes aparentes medias superiores a 7.

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  Cielos claros en el Cerro Pachón
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  Vera C. Observatorio Rubin en construcción
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  Montaje de montaje del telescopio, tomado de la cúpula durante la instalación de grúa puente
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  Avión focal de la cámara de LSST. Tiene 60 cm (2 pies) de ancho, tiene 189 sensores para producir imágenes de 3200 megapíxeles.
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  Ingenieros ópticos Justin Wolfe (izquierda) y Simon Cohen con el filtro r para el LSST Cam
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  El SST Cam refrigerado a temperaturas subzero utilizando ambos sistemas de refrigeración
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  Comet Leonard, el Rubin Observatorio, el planeta Venus, y varias estrellas
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  Luz nocturna Observatorio Vera C. Rubin con el brillo del cielo debido a la luz artificial que se puede ver como racimos de luces brillantes en el horizonte

• Lista de telescopios reflectores ópticos más grandes
• Pan-STARRS
• Dark Energy Survey
• VISTA (Telescopio de encuestas visibles e infrarrojas para la astronomía)
• VLT Telescopio de estudio

• Sitio oficial
• Legacy Survey of Space and Time official website
• LSST sitio de construcción webcams
• LSST reports and documentation
• Nuevo espacio científico Artículo
• LSST Tutoriales para físicos experimentales de partículas es una explicación detallada del diseño de LSST (a partir de febrero de 2006) y objetivos científicos débiles que no asumen mucho fondo astronómico.
• El Nuevo Digital Sky es un video de una presentación del 25 de julio de 2006 en Google sobre el LSST, en particular los problemas de gestión de datos.
• HULIQ Anuncio de participación de Google
• LSST Science Collaborations; Abell, Paul A.; Allison, Julius; Anderson, Scott F.; Andrew, John R.; Angel, J. Roger P.; Armus, Lee; Arnett, David; Asztalos, S. J. (2009-10-16). LSST Science Book, versión 2.0. Vol. 0912. p. 201. arXiv:0912.0201. Bibcode:2009arXiv0912.0201L. Retrieved 2011-01-16., una visión actualizada y ampliada.