Великий синоптичний оглядовий телескоп

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Великий синоптичний оглядовий телескоп
Close up of Telescope in the Dome.jpg

Уявлення художника про телескоп всередині його купола. Телескоп буде здійснювати десятирічний огляд неба на шести широких діапазонах хвиль основної території огляду площею 18 000 квадратних градусів
Розташування: Чилі
Координати: 30°14′40″ пд. ш. 70°44′57″ зх. д. / 30.244639° пд. ш. 70.749417° зх. д. / -30.244639; -70.749417Координати: 30°14′40″ пд. ш. 70°44′57″ зх. д. / 30.244639° пд. ш. 70.749417° зх. д. / -30.244639; -70.749417[1][3][4]
Висота: 2 663 м.н.м.[1][5]
Довжина хвилі: 320–1060 нм[6]
Побудований: 2014-2020
First light: 2020[7]
Стиль телескопа: тридзеркальний анастигмат, широкоформатний Поля-Бейкера / Мерсенна-Шмідта[8]
Діаметр: 8,417 м фізичне
8,360 м оптичне
5,116 м внутрішнє[9][10]
Кутова роздільна здатність: 0,7″ медіанна межа астрономічної видимості
0,2″ розмір пікселя[6]
Збираюча площа: 35 м²[6]
Фокусна довжина: 10,31 м (f/1.23) разом
9,9175 м (f/1.186) головне
Монтування: альт-азимутальне
Сайт: Official home page

Великий синоптичний оглядовий телескоп (ВСОТ, англ. Large Synoptic Survey Telescope) — широкоформатний оглядовий рефлекторний телескоп з головним дзеркалом діаметром 8,4 метри, який станом на 2019 рік будується, що матиме змогу фотографувати усе доступне небо кожні декілька ночей.[11] Слово синоптичний у його назві отримано від грецьких слів σύν (син «разом») та ὄψις (опсіс «вид»), і описує спостереження, які дають загальний вид предмету на певний час.

Телескоп використовуватиме новітній дизайн з трьох дзеркал, варіацію трьохдзеркального анастігмата, що дозволяє компактному телескопу отримувати чіткі зображення на дуже широкому полі зору діаметром 3,5°. Зображення записуються 3,2-гігапіксельною CCD фотокамерою, найбільшою цифровою камерою, яка коли-небудь створювалась.[12] Телескоп розташований на піку Ель Пеньон гори Серро Пачон висотою 2 682 м.н.м. у регіоні Кокімбо, північний Чилі, поруч з існуючим телескопом обсерваторії Джеміні і Південними астрофізичними дослідницькими телескопами (Southern Astrophysical Research Telescopes).[13] Основна лабораторія телескопа (англ. LSST Base Facility) розташована у бл. 100 км від телескопа, у місті Ла-Серена.

Створення телескопу було вперше запропоновано 2001 року, виготовлення дзеркала розпочалося 2007 року (за рахунок приватних коштів). Пізніше телескоп було визнано одним з найбільш високо оцінених великих наземних проектів у Астрофізичному десятилітньому огляді 2010 року, а офіційне будівництво проекту розпочалося 1 серпня 2014, коли Національний науковий фонд виділив частину фінансування на 2014 рік $27,5 млн з загального бюджету будівництва.[14] Церемоніальне закладення першого каменю відбулось 14 квітня 2015 р.[15] і того ж дня розпочались будівельні роботи на ділянці[16]. Перший (інженерний) запуск планується на 2019 рік, перше отримання наукових даних — на 2021 рік, а повноцінна діяльність зі здійснення десятирічного огляду — починаючи з січня 2022 року.[17][18]

На відміну від майже всіх інших великих астрономічних обсерваторій, ВСОТ буде робити всі дані відкритими негайно після їх отримання, адже за словами організаторів, «надання негайного публічного доступу до всіх отриманих телескопом даних надасть кожному, професіоналу та „зацікавленому“, глибоке та часте вікно до всього неба.»[19]

Історія[ред. | ред. код]

ВСОТ є нащадком довгої традиції оглядів неба[20], які розпочалися з каталогів середини 1700-х років, створених за результатами спостережень неозброєним оком, наприклад «Каталогу Мессьє». Потім були фотографічні огляди кінця 19 сторіччя, першим з яких була «Гарвардська колекція фотопластинок», «Паломарський атлас» та інші. На межі 20 і 21 сторіч перші цифрові огляди, такі як «Слоанівський цифровий огляд неба», почали замінювати фотографічні пластинки більш ранніх оглядів.

ВСОТ розвинувся з попередньої концепції «Телескопу темної матерії»,[21] яка вперше виникла у 1996 р.[22] П'ятий десятирічний звіт, «Astronomy and Astrophysics in the New Millennium», який був випущений 2001 року,[23] рекомендував як значну ініціативу «Синоптичний оглядовий телескоп великої апертури». На цьому ранньому етапі були визначені базовий дизайн та завдання телескопу, а саме:

Синоптичний оглядовий телескоп великої апертури — оптичний телескоп 6,5-м-класу, спроектований для огляду видимого неба кожен тиждень на більш тьмяному рівні, ніж досягнутий наявними оглядами. Він виявить та занотує 90 % навколоземних об'єктів, більших 300 м у діаметрі, та оцінить загрозу, які вони становлять життю на Землі. Він знайде близько десятка тисяч примітивних об'єктів поясу Койпера, який містить доісторичний запис формування Сонячної системи. Він також сприятиме дослідженню структури Всесвіту спостереженням за тисячами наднових, розташованих поруч та на значному червоному зсуві, та виміром розподілу темної матерії завдяки гравітаційному лінзуванню. Всі дані будуть доступні через Національну віртуальну обсерваторію (…), надаючи доступ астрономам і широкому загалу до дуже глибоких зображень нічного неба, яке постійно змінюється.

Ранню розробку фінансували за рахунок декількох невеликих грантів; основними благодійниками були Чарльз Симоні і Білл Гейтс, які в січні 2008 року внесли відповідно $20 і $10 мільйонів доларів.[24] $7,5 млн були включені до бюджетного запиту президента США 2013 року щодо Національного наукового фонду.[25] Міністерство енергетики США фінансує будівництво цифрової камери телескопу, яким займається «SLAC National Accelerator Laboratory», як частиною своєї місії зрозуміти темну матерію.[26]

У десятирічному огляді 2010 року, ВСОТ зазначили як наземний інструмент найвищого пріоритету.[27]

Національний науковий фонд фінансує решту будівництва, яке було схвалено 1 серпня 2014 р.

Основними організаціями, задіяними у проекті, є:

  • «SLAC National Accelerator Laboratory» — проектує й будує камеру телескопу;
  • Національна обсерваторія оптичної астрономії надасть телескоп та команду на місці;
  • National Center for Supercomputing Applications збудує та протестує центр архівації та доступу до даних;
  • Асоціація університетів для астрономічних досліджень (AURA) наглядає за будівництвом ВСОТ.

Станом на листопад 2016 року критичним шляхом проекту було будівництво камери, інтеграція і тестування.[28]

У травні 2018 року Конгрес США несподівано надав телескопу значно більше фінансування, ніж запитувалось, у надії, що це прискорить його будівництво та запуск. Команда телескопу була вдячна, однак висловила здивування, оскільки на поточній завершальній стадії будівництва у них не було нестачі коштів.[29]

Характеристики[ред. | ред. код]

Конструкція ВСОТ є унікальною серед великих телескопів (із головним дзеркалом 8-метрового розміру) тому, що він має дуже широке поле зору: 3,5° у діаметрі, або 9,6 квадратних градусів. Для порівнянна, і Сонце і Місяць з Землі мають видимий діаметр 0,5, або площу 0,2 квадратних градуси. У поєднанні з великою апертурою (а отже здатністю до збирання світла), це дасть телескопу надзвичайно високий оптичний фактор у 319 м2∙градус2. Це більш ніж утричі перевищує оптичний фактор найкращих з діючих телескопів Субару з його «Hyper Suprime Camera»,[30] та Pan-STARRS, і біль ніж на порядок краще за більшість великих телескопів.[31]

Оптика[ред. | ред. код]

Успішна виплавка першого/третього дзеркала ВСОТ, серпень 2008 р.
Оптика телескопу ВСОТ.

ВСОТ є останнім словом у довгому переліку поліпшень телескопів для надання їм ширшого поля огляду. Найбільш ранні рефлектори застосовували сферичні дзеркала, які легко виробляти та тестувати, але які страждають від сферичної аберації. Для зменшення сферичної аберації до прийнятного рівня потрібна була дуже велика фокусна відстань. Параболічне дзеркало зменшує сферичну аберацію поблизу оптичної осі, але тоді поле зору обмежується ексцентричною комою. Таке параболічне головне дзеркало, з первинним фокусом або фокусом Кассегрена, було найпоширенішою оптичною схемою до телескопа Гейла[en] 1949 р. Після того телескопи використовували переважно схему Річі — Кретьєна, в якій застосовано два гіперболічні дзеркала для усунення і сферичної аберації, і коми, залишаючи лише астигматизм, що давало ширше корисне поле зору. Більшість великих телескопів між телескопом Хейла та ВСОТ мали схему Річі—Кретьєна, зокрема, телескопи Габбл і Кека. ВСОТ є наступним кроком: це тридзеркальний анастигмат, тобто він має три несферичні дзеркала, що дозволить уникнути астигматизму та отримати чітке зображення на широкому полі зору.

Головне (перше) дзеркало ВСОТ (M1) має 8,4 метри у діаметрі, друге дзеркало (M2) — 3,4 метри, а третє (M3), розташоване у великому отворі першого дзеркала, 5 метрів у діаметрі. Імовірно, друге дзеркало буде найбільшим опуклим дзеркалом діючого телескопа до часів, коли його перевершить друге дзеркало Надзвичайно великого телескопа діаметром 4,2 метра (близько 2024 року). Великий отвір посередині зменшує площу збирання світла першого дзеркала до 35 м², що є еквівалентом площі кола діаметром 6,68 м.[6] Множення площі на поле зору дає оптичний фактор 336 м²∙градус2; фактичне значення зменшується віньєтуванням.)

Перше та третє дзеркало (M1 та M3) спроектовані як єдине скло, «моноліт M1M3». Розташування двох дзеркал разом мінімізує загальну довжину телескопа, що дозволяє його швидшу переорієнтацію. Два дзеркала з одного скла утворюють жорсткішу структуру, ніж два окремих дзеркала, що сприяє швидшій стабілізації після руху.

Оптика включає три коректорні лінзи для зменшення аберацій. Ці лінзи та фільтри телескопа вбудовані у збірку камери. Перша лінза має 1,55 метри у діаметрі та є найбільшою серед створених, а третя лінза формує вакуумне вікно перед фокусною площиною.

Камера[ред. | ред. код]

Модель фокусної площини ВСОТ у натуральну величину. Діаметр сітки становить 64 см. Ця мозаїка дає можливість отримувати зображення понад 3 гігапікселі кожне. Зображення Місяця (30 кутових хвилин) наведено для демонстрації масштабу поля зору.

3,2-гігапіксельна першофокусна[note 1] цифрова камера буде робити 15-секундну експозицію кожні 20 секунд.[6] Зміна положення такого великого телескопу (включно з часом на заспокоєння) за 5 секунд вимагає надзвичайно короткої та жорсткої структури. У свою чергу це вимагає дуже коротке f-число, які потребує дуже точного фокусування камери.

15-секундні експозиції є компромісом, які дозволяють фіксувати і тьмяні, і рухливі джерела світла. Довші експозиції зменшили б відсоток неефективного часу на перенацілення і дозволили б глибші знімки, але швидкісні об'єкти, такі як навколоземні об'єкти сильно змінили б положення протягом такої експозиції.[19] Кожну ділянку неба знімають двічі двома послідовними 15-секундними експозиціями, щоб можна було відкинути сліди космічних променів на CCD.[32]

Фокусна площина камери є пласкою та має діаметр 64 см. Основне створення зображень здійснюється мозаїкою зі 189 CCD-детекторів, кожен — 16 мегапікселів.[33] Вони згруповані у решітку 5×5 «плотів», в якій центральні 21 плоти містять 3×3 сенсори зображень, а чотири кутові плоти містять лише три CCD кожен, призначені для керування та контролю фокусу. CCD дають семплінг кращий за 0,2 кутової секунди і будуть охолоджуватись до бл. −100 °C.[34] для зменшення шумів.

Камера включає фільтр, розташований між другою та третьою лінзами, та автоматичний механізм заміни фільтрів. Хоча камера має шість фільтрів (UGRIZY), які охоплюють хвилі довжиною від 330 до 1080 нм, однак розташування камери перед дзеркалом обмежує розміри її змінника фільтрів — одночасно він може утримувати лише 5 із них, а тому кожної ночі обирається, який фільтр (із шести) не буде встановлюватися.

Обробка даних зображень[ред. | ред. код]

З урахуванням часу на обслуговування, погану погоду та інші непередбачувані випадки, очікується, що щороку камера буде робити понад 200 000 знімків (1,28 петабайт до стиснення), тобто значно більше, ніж може бути переглянуто людьми. Управління та ефективна обробка величезного масиву результатів роботи телескопа вважається найскладнішою частиною проекту.[35][36] За оцінкою 2010 року, початкові вимоги до комп'ютерів оцінювались у 100 терафлопів обчислювальної потужності та 15 петабайт зберігання, зі збільшенням у мірі накопичення даних проекту.[37] Та за оцінками 2018 року, вимоги зросли до 250 терафлопів обчислювальної потужності та 100 петабайтів зберігання.[38]

Передбачається, що після отримання телескопом знімків, вони будуть оброблятись відповідно до трьох різних часових проміжків, негайно (протягом 60 секунд), щоденно і щорічно.

[39]

Результатом негайної обробки будуть повідомлення, які приходитимуть протягом 60 секунд після спостереження, про об'єкти, які змінили яскравість або місце у порівнянні з заархівованими зображеннями цієї ділянки неба. Передача, обробка та порівняння таких великих зображень за 60 секунд[40] Очікується, що щоночі буде до 10 мільйонів повідомлень[41], кожне з яких включатиме:[42]:22

  • Ідентифікатор повідомлення та бази даних: вони будуть унікально маркувати кожне повідомлення;
  • Фотометричну, астрометричну характеристику та опис форми зафіксованого джерела;
  • 30×30-піксельні (у середньому) фрагменти з шаблонного та відмінних зображень (у форматі FITS);
  • Часову серію (до одного року) попередніх фіксацій цього джерела;
  • Різні узагальнені статистики («особливості»), розраховані для часових серій.

Не буде існувати періоду права власності на повідомлення — вони будуть негайно доступні загалу, оскільки метою є швидко передати майже все, що ВСОТ знає про будь-яку певну подію, що дозволить подальшу класифікацію і прийняття рішень. Коли ВСОТ працюватиме, він буде генерувати небачену кількість повідомлень — сотні за секунду.[note 2] Більшість спостерігачів будуть зацікавлені лише у невеликій кількості з цих подій, тому повідомлення будуть пропускати через «брокерів подій», які будуть пересилати певні набори подій лише тим, хто на них підписався. ВСОТ забезпечить простого брокера[42]:48 та повний потік подій до зовнішніх брокерів.[43] «Zwicky Transient Facility» буде слугувати прототипом повідомлень ВСОТ, генеруючи «лише» 1 млн подій за ніч.[44]

Щоденні результати, які будуть оприлюднюватись протягом 24 годин після спостереження, включатимуть зображення тієї ночі та вихідні каталоги, отримані від зображень з різницями. Це включає орбітальні параметри для об'єктів Сонячної системи. Зображення будуть доступні у двох форматах: необроблені знімки камери (Raw Snaps) та оброблені «знімки одного візиту» (Single Visit Images), які будуть включати видалення впливу інструменту (ISR), оцінку фону, визначення джерела, виділення експозицій та виміри, оцінку функції розсіювання точки та астрометричне і фотометричне калібрування.[45]

Щорічні результати передбачається оприлюднювати раз на рік, після повторної обробки всього наукового обсягу даних до відповідної дати. Такі звіти включатимуть:

  • калібровані зображення;
  • вимір позицій, невизначеностей та форм;
  • інформацію про змінність;
  • компактний опис кривих світності;
  • однорідна повторна обробка продуктів обробки «негайних» даних, заснованих на відмінностях у знімках;
  • каталог бл. 6 млн об'єктів Сонячної системи з їх орбітами;
  • каталог бл. 37 млрд небесних об'єктів (20 млрд галактик та 17 млрд зір), кожен з більше 200 характеристиками{R|dmtech}}

Щорічні результати будуть частково розраховуватись NCSA (США), а частково IN2P3 (Франція).[46]

ВСОТ резервує 10 % своєї потужності обробки та дискового простору для продуктів даних, створених користувачами. Такі продукти будуть створюватись запуском індивідуальних алгоритмів пакету даних ВСОТ для спеціальних цілей, з використанням прикладних програмних інтерфейсів для доступу до даних та зберігання результатів. Це дозволяє уникнути потреби у вивантаженні, а потім у завантаженні назад величезних обсягів даних, оскільки дозволяє користувачам прямо використовувати пам'ять та потужності обробки ВСОТ. Водночас це дозволить окремим групам науковців мати інші політики публікації, ніж ВСОТ у цілому.

Рання версія ПЗ ВСОТ для обробки зображень застосовується інструментом «Hyper Suprime-Cam» телескопа Субару,[47] інструментом широкоформатного огляду з чутливістю, схожою на ВСОТ, але лише з 1/5 поля зору: 1,8 квадратних градусів у порівнянні з 9,6 квадратними градусами ВСОТ.

Наукові цілі[ред. | ред. код]

Порівняння первинних дзеркал декількох оптичних телескопів. (ВСОТ, з його дуже великим центральним отвором, розташований поблизу центру діаграми).

У своєму основному огляді ВСОТ охопить близько 18 000 градусів2 південного неба з шістьма фільтрами, відвідавши кожну ділянку неба близько 825 разів. Обмеження зоряної величини очікуються на рівні r<24,5 для окремого знімку та r<27,8 для повного набору даних.[48]

Основний огляд використає до 90 % доступного часу спостереження. Залишкові 10 % будуть використані для отримання кращих спостережень окремих ділянок та об'єктів. Це включає дуже глибокі (r ∼ 26) спостереження, дуже короткі часи повторного обстеження (близько однієї хвилини), спостереження «особливих» ділянок, таких як Екліптика, Галактична площина і обидві Магелланові Хмари, а також ділянок, охоплені багатохвильовими оглядами, наприклад такими як «COSMOS» і «Chandra Deep Field South». У поєднанні, ці особливі програми збільшать загальну площу охоплення до близько 25 000 градусів2.

Окремі наукові цілі ВСОТ включають:[49]

Також існує сподівання, що величезний обсяг отриманих даних призведе до додаткових серендипних відкриттів.

Конгрес США доручив NASA виявити та внести до каталогу 90 % навколоземних об'єктів розмірами більше 140 метрів.[51] Вважається, що ВСОТ сам по собі виявить 62 % таких об'єктів,[52] і на думку Національної академії наук США, продовження його огляду з 10 до 12 років буде найбільш ефективним за витратами шляхом до виконання такого завдання.[53]

ВСОТ має програму «Освіта та зв'язки з громадськістю» (Education and Public Outreach, EPO), яка спрямована переважно на чотири категорії користувачів: загал, офіційні освітяни, науковці-аматори та розробники контенту в неформальних науково-освітніх закладах.[54][55] ВСОТ виступить партнером Zooniverse у низці їх проектів науковців-аматорів.[56]

Частина даних ВСОТ (до 15 терабайт за ніч) буде викладатись Google як поточна інтерактивна карта нічного неба.[57]

LSST ознаменує епоху, де програмне забезпечення буде таким важливим для астрономії, як і телескоп (такi інструментu часто називають "брокери подій" (або "маршали"), бо вони виступають в ролі суб'єкта між виробниками даних та споживачами: ztf, antares, mars, fink, lasair, skyportal, alerce, ampel . Раніше до систем розповсюдження інформації належали Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT), Gamma-ray Coordinates Network, Astronomer’s Telegram, Astrophysical Multimessenger Observatory Network (AMON)). Зважаючи на величезні інформаційні потоки, які забезпечить LSST, науковці скоро не зможуть прямо переглядати навіть характерну частину отриманих даних. Натомість, вони все більше будуть розраховувати на майстерне використання алгоритмів для вивчення взаємозв’язків всередині набору даних. Краще розуміння отримають ті, хто маючи усі ці цифри зуміє поставити найкращі запитання

« ... «

Аналіз даних змінюється, бо зростає їх обсяг. Традиційний аналіз даних — це більше про пристосування фізичної моделі до спостережуваних даних. Раніше таких обсягів даних не було. Ми намагалися зрозуміти певне явище, аналізуючи малу кількість даних. Тепер цього вже недостатньо. Замість того, щоб запитати “розкажіть мені про мою модель”, ви запитуєте “скажіть мені, що ви знаєте”. Дані стають моделлю, а це означає, що ситуація змінилася.[58]

« ... «

зауважив Кірк Борне (Kirk Borne), астрофізик та фахівець з обробки даних із Booz Allen Hamilton (велика американська консалтингова фірма) і основний учасник ISSC (the Informatics and Statistics Science Collaboration). Ця група, на відміну від інших семи команд, не зосереджується на конкретній темі астрономії, а зосереджує увагу на нові методи:

-для обробки великих обчислювальних навантажень;

-для оптимізації представлень даних;

-та для гідування телескопа під час астрономічних спостережень;

Об'єднавши дані із WFIRST та LSST, вчені зможуть переглядати Всесвіт в дев'яти різних довжинах хвиль, дані, які забезпечать найбільш детальний ширококутний вигляд Всесвіту.[59]

Порівняння з іншими оглядами неба[ред. | ред. код]

Астрономами проводиться досить багато оптичних оглядів неба (тобто у видимому світлі), деякі досі тривають. Для порівняння наводимо декілька основних оптичних оглядів, дані яких досі[коли?] використовуються, з зазначенням відмінностей від ВСОТ:

  • фотографічні огляди неба, такі як Паломарський атлас та його цифрова версія, Оцифрований огляд неба (англ. Digitized Sky Survey). Ця технологія застаріла, зі значно меншою глибиною та в цілому зроблена з місць зі значно гіршим оглядом. Однак ці архіви продовжують використовувати, оскільки вони охоплюють значно більший проміжок часу, у деяких випадках — понад 100 років.
  • Слоанівський цифровий огляд неба (1998—2009) оглянув 14 555 квадратних градусів північної півкулі неба телескопом діаметром 2,5 м. Зараз щодо багатьох оглянутих джерел здійснюється спектроскопія.
  • Огляд темної матерії (англ. Dark Energy Survey), який розпочався 2013 року і триває, оглянув 5 000 квадратних градусів південної півкулі неба телескопом діаметром 4 м. Ця площа повністю входить у площу, яку передбачає оглядати ВСОТ. Огляд темної матерії не оглядав Чумацький Шлях, оскільки його основною задачею є далекі галактики.[60]
  • Огляд Pan-STARRS триває та використовує два широкопольні 1,8 м телескопи Річі — Кретьєна, розташовані на Галеакала (Гаваї). До запуску ВСОТ він залишиться найкращим детектором навколоземних об'єктів. Його площа огляду, 30 000 квадратних градусів, порівняна з очікуваною площею ВСОТ.
  • Огляд Gaia — розташований у космосі огляд всього неба, чия основна задача є надзвичайно точно астрометрія понад мільярда зір та галактик. Його площа збору світла обмежена (0,7 м2), тобто, він не бачитиме таких тьмяних об'єктів, які інші огляди, але розташування об'єктів, що він спостерігатиме, буде визначено значно точніше.

Стан будівництва[ред. | ред. код]

Ділянка Серро Пачон була обрана 2006 року. Головними чинниками вибору стали кількість ясних ночей протягом року, сезонні погодні умови та якість зображень, які можна отримати через місцеву атмосферу. До ділянки також висувалася вимога наявності інфраструктури обсерваторії (для мінімізації вартості будівництва) та доступ до оптоволоконних кабелів, щоб забезпечити можливість передача 30 терабайт даних, які ВСОТ генеруватиме щоночі.[61]

Станом на лютий 2018 року будівництво тривало: завершена коробка будівлі на вершині, а протягом року очікувалося встановлення основного обладнання, включно з опаленням, вентиляцією та кондиціюванням повітря, куполом, камерою покриття дзеркала, та збиранням кронштейну телескопа. Також у 2018 році очікувалося розширення основної лабораторії AURA у Ла Серена та гуртожитку на горі, який використовується спільно з іншими телескопами на вершині.[41]

Станом на лютий 2018, камера та телескоп поділяли критичний шлях; основним ризиком вважається недостатність часу, виділеного для інтеграції систем.[62]

Проект поки що залишається в межах погодженого бюджету.[41]

Дзеркала[ред. | ред. код]

Головне дзеркало, найбільш критична та тривала за часом частина будівництва телескопу, створювалось протягом 7-річного періоду «Steward Observatory Mirror Lab» Університету Аризони.[63] Створення форми розпочалось у листопаді 2007 р.,[64] виплавка дзеркала у березні 2008 р.,[65] а заготовка дзеркала була оголошена «ідеальною» на початку вересня 2008 р.[66] У січні 2011 року було завершено створення і тонка обробка обох частин — M1 та M3, і розпочалось полірування M3.

Дзеркало було завершено у грудні 2014 р.[67] Частина M3 особливо постраждала від маленьких бульбашок повітря, які були захоплені речовиною дзеркала при виплавці, — коли вони «виринали» на поверхню, вони створювали на ній дефекти «мімічних зморшок» на поверхні.[68] Бульбашки чіпляли полірувальний абразив, що створювало подряпини у декілька міліметрів довжиною, які розходились на всі боки від бульбашки. Без виправлення, це збільшило б функцію розсіювання точки телескопу, зменшивши його чутливість на 3 % (до 97 % номінальної) і збільшило б частину неба, приховану яскравими зорями, з 4 % до 4,8 % площі огляду. Станом на січня 2015, проект досліджував, як можна заповнити дірки від бульбашок та подряпини, і дійшов висновку, що подальше полірування недоцільне, оскільки поверхні дзеркал перевершили функціональні вимоги споруди.

Дзеркало було формально прийнято комісією 13 лютого 2015.[69][70], після чого його помістили у відповідний транспортувальний бокс та поставили на збереження у авіаційному ангарі[71] до моменту відправки до Чилі.[72]

Вторинне дзеркало було створено «Corning» зі скла з ультранизьким розширенням та грубо оброблено (до 40 μm) до бажаної форми. У листопаді 2009 року заготовка була відправлена до Гарвардського університету на зберігання[73] до моменту, коли стане доступне фінансування для завершення. 21 жовтня 2014 року заготовка другого дзеркала була доставлена до «Exelis» (яке є зараз дочірньою компанією Harris Corporation) для тонкої обробки.[74] Станом на червень 2018 року, робота над дзеркалом завершується, а його поставка запланована на жовтень 2018 року.[75]

Будівля телескопу[ред. | ред. код]

Остаточний ескіз телескопу, куполу та допоміжних будівель (велике зображення).

Будівельні роботи на ділянці фактично розпочались 8 березня 2011 року[76][77]. Будівля була в цілому завершена у березні 2018 року,[78], а завершення куполу очікувалося в серпні 2018.[41]

Монтування телескопа[ред. | ред. код]

Монтування телескопа та платформа, на якій він стоїть, і самі є складними інженерними проектами. Основною технічною проблемою було те, що телескоп має повертатись на 3,5° (до наступного поля огляду) і фіксуватись за 4 секунди.[note 3][79]:10 Це потребувало дуже жорсткої платформи та монтування, із дуже швидкісним поворотом та прискоренням (10°/сек і 10°/сек2, відповідно). Основна конструкція є звичайною: сталеве альт-азимутальне монтування, із гідростатичними підшипниками на обох осях, змонтоване на платформі, яка ізольована від фундаменту купола. Однак платформа ВСОТ є дуже великою (16 м у діаметрі) та міцною (стіни товщиною 1,25 метрів), і монтується безпосередньо на скельну породу,[79] для розкриття якої під час вирівнювання будівельної ділянки не використовувалась вибухівка, щоб не утворились тріщини.[80] Іншими незвичними рисами проекту є лінійні двигуни на основних осях та занижена підлога монтування. Телескоп перебуває трохи нижче його азимутних підшипників, а тому у нього дуже низький центр мас.

Контракт на монтування телескопу був підписаний у серпні 2014 р.[81], майже завершена збірка проінспектована у квітні 2018, а її відправка з Іспанії до Чилі запланована на листопад 2018.[82]

Камера[ред. | ред. код]

У серпні 2015 року проект створення камери ВСОТ, який окремо фінансується Міністерством енергетики США, пройшов етап «критичне рішення 3», коли комітет формально рекомендував міністерству дозволити початок робіт над камерою[83]; міністерство надало погодження 31 серпня і роботи розпочалися у SLAC.[84] У вересні 2017 року створення камери було завершено на 72 %, та мало достатньо фінансування для завершення роботи.

Передача даних[ред. | ред. код]

Дані від камери повинні передаватися до приміщень на вершині, звідти — до будівель «базового табору», звідти — до Центру обробки даних ВСОТ у National Center for Supercomputing Applications, США[85], і така передача даних має бути дуже швидкою (не менше 100 гігабіт/с) і надійною, адже саме у Центрі обробки даних ВСОТ у США дані будуть перетворюватися у наукові продукти, включно з повідомленнями у реальному часі про швидкоплинні події. Ця передача даних буде використовувати численні оптоволоконні кабелі від будівель «базового табору» у Ла-Серена (Чилі) до Сантьяго, потім два виділені маршрути до Маямі, США, де вони з'єднаються з наявною інфраструктурою швидкісною передачі даних. Ці два виділені маршрути були активовані у березні 2018 р. консорціумом «AmLight».[86]

Оскільки маршрут передачі даних перетинає декілька державних кордонів, були залучені багато різних груп, у тому числі Асоціація університетів з астрономічних досліджень (Association of Universities for Research in Astronomy — AURA, Чилі та США), REUNA[87] (Чилі), Флоридський міжнародний університет (США), AmLightExP (США), RNP[88] (Бразилія) та Іллінойський університет в Урбана-Шампейн NCSA (США), які всі беруть участь у Команді інжинірінгу мережі ВСОТ. Ця співпраця розробляє та забезпечує повноцінну роботу мережі у різних мережевих домейнах та провайдерах.

Коментарі[ред. | ред. код]

  1. Власне камера перебуває у третьому (третинному) фокусі, а не першому, але оскільки вона розташована у «захопленому фокусі» попереду першого дзеркала, пов'язані технічні проблеми схожі на проблеми звичайної оглядової камери першого фокусу.
  2. 10 мільйонів подій за ніч спостережень тривалістю 10 годин дає 278 подій за секунду.
  3. Між експозиціями передбачено 5 секунд, але одна секунда зарезервована на узгодження дзеркал та інструментів, тому поворотна структура має справлятися за 4 секунди.

Примітки[ред. | ред. код]

  1. а б Eric E. Mamajek (2012-10-10). Accurate Geodetic Coordinates for Observatories on Cerro Tololo and Cerro Pachon. с. 13. Bibcode:2012arXiv1210.1616M. arXiv:1210.1616.  Measured GPS position for future site of LSST pier is WGS-84 30°14′40″ пд. ш. 70°44′57″ зх. д. / 30.2446333° пд. ш. 70.7494167° зх. д. / -30.2446333; -70.7494167, with ±0.10″ uncertainty in each coordinate.
  2. Mugnier, C.P., C.M.S., Clifford J. (January 2007). Grids & Datums: Republic of Chile. Photogrammetric Engineering & Remote Sensing 73 (1): 11. Процитовано 2015-08-08. 
  3. Charles F. Claver (2007-03-19). LSST Reference Design. LSST Corporation. с. 64–65. Архів оригіналу за 2015-04-08. Процитовано 2008-12-10.  The map on p. 64 shows the Universal Transverse Mercator location of the centre of the telescope pier at approximately 6653188.9 N, 331859.5 E, in zone 19J. Assuming the PSAD56 (La Canoa) datum, widely used in South America,[2] this translates to WGS84 30°14′39″ пд. ш. 70°44′57″ зх. д. / 30.244333° пд. ш. 70.749389° зх. д. / -30.244333; -70.749389. Other datums do not lead to a peak.
  4. Victor Krabbendam (2011-01-11). LSST Telescope and Optics Status. American Astronomical Society 217th Meeting (poster). Seattle, Washington. Процитовано 2015-08-05.  This updated plan shows the revised telescope centre at 6653188.0 N, 331859.1 E (PSAD56 datum). This is the same WGS84 location to the resolution shown.
  5. LSST Summit Facilities. 2009-08-14. Процитовано 2015-08-05. 
  6. а б в г д LSST System & Survey Key Numbers. LSST Corporation. Процитовано 2015-08-05. 
  7. Large Synoptic Survey Telescope 'on track' for first light in 2020. Photonics World (optics.org). 27 June 2016. Процитовано 5 December 2018. 
  8. Willstrop, Roderick V. (October 1, 1984). The Mersenne-Schmidt: A three-mirror survey telescope. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 210 (3): 597–609. Bibcode:1984MNRAS.210..597W. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/210.3.597. Процитовано 2015-08-05. 
  9. Gressler, William (June 2, 2009). LSST Optical Design Summary. LSE-11. Архів оригіналу за 2012-03-20. Процитовано 2011-03-01. 
  10. Tuell, Michael T.; Martina, Hubert M.; Burge, James H.; Gressler, William J.; Zhao, Chunyu (July 22, 2010). Optical testing of the LSST combined primary/tertiary mirror. Proc. SPIE 7739, Modern Technologies in Space- and Ground-based Telescopes and Instrumentation (77392V). doi:10.1117/12.857358. 
  11. LSST General Public FAQs. Архів оригіналу за 30 липень 2015. Процитовано 20 серпень 2018. 
  12. Camera. LSST. Процитовано 1 August 2015. 
  13. Press Release LSSTC-04: Site in Northern Chile Selected for Large Synoptic Survey Telescope (PDF). LSST. 17 May 2006. Процитовано 1 August 2015. 
  14. Lsst Corp. (August 2014). "LSST Construction Authorization". Прес-реліз. Архівовано 10 квітень 2016 у Wayback Machine.
  15. LSST Corporation (14 April 2015). "LSST First Stone". Прес-реліз. Архівовано 21 червень 2015 у Wayback Machine.
  16. The Large Synoptic Survey Telescope: Unlocking the secrets of dark matter and dark energy. Phys.org. May 29, 2015. Процитовано 3 June 2015. 
  17. LSST Project Schedule
  18. Krabbendam, Victor (2012-08-13). LSST Project and Technical Overview. LSST All Hands Meeting. Tucson, Arizona. 
  19. а б LSST Tour. LSST. 
  20. Djorgovski, S. George, Ashish Mahabal, Andrew Drake, Matthew Graham, and Ciro Donalek (2013). Sky surveys. Planets, Stars and Stellar Systems. Springer Netherlands. с. 223–281. 
  21. Tyson, A. & Angel, R. У Clowes, Roger; Adamson, Andrew; Bromage, Gordon. The Large-aperture Synoptic Survey Telescope The New Era of Wide Field Astronomy, ASP Conference Series 232. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. с. 347. ISBN 1-58381-065-X. 
  22. Press, W. H. (9-14 July 1995). У C. S. Kochanek and Jacqueline N. Hewitt. Prognosticating The Future Of Gravitational Lenses Astrophysical applications of gravitational lensing: proceedings of the 173rd Symposium of the International Astronomical Union 173. International Astronomical Union. Melbourne; Australia: Kluwer Academic Publishers; Dordrecht. с. 407. 
  23. Astronomy and astrophysics in the new millennium. Washington, D.C: National Academy Press. 2001. ISBN 0-309-07312-X. 
  24. Dennis Overbye (January 3, 2008). Donors Bring Big Telescope a Step Closer. The New York Times. Процитовано 2008-01-03. 
  25. LSST Project Office Update. March 2012. Архів оригіналу за 2013-02-19. Процитовано 2012-04-07. 
  26. World’s largest digital camera gets green light. 2011-11-08. Процитовано 2012-04-07. /
  27. LSST Corporation (2010-08-16). "Large Synoptic Survey Telescope gets Top Ranking, "a Treasure Trove of Discovery"". Прес-реліз. Переглянутий 2015-08-05.
  28. Construction Project Status. Nov 2016
  29. Jeffrey Mervis (21 May 2018). Surprise! House spending panel gives NSF far more money for telescope than it requested. AAAS. 
  30. Hiroaki Aihara et al. (2018). The Hyper Suprime-Cam SSP Survey: Overview and survey design. Publications of the Astronomical Society of Japan 70 (SP1): S4. Bibcode:2018PASJ...70S...4A. arXiv:1704.05858. doi:10.1093/pasj/psx066. 
  31. Community Science Input and Participation. LSST. 
  32. а б Ž. Ivezić (2014-08-29). LSST: From Science Drivers to Reference Design and Anticipated Data Products (v1.0) 0805. с. 2366. Bibcode:2008arXiv0805.2366I. arXiv:0805.2366. Процитовано 2015-08-05.  Вказано більш, ніж один |author= та |last= (довідка), повний огляд характеристик ВСОТ (англ.).
  33. Technical Details. Large Synoptic Survey Telescope. Процитовано 3 March 2016. 
  34. LSST Focal Plane
  35. Matt Stephens (2008-10-03). Mapping the universe at 30 Terabytes a night: Jeff Kantor, on building and managing a 150 Petabyte database. The Register. Процитовано 2008-10-03. 
  36. Matt Stephens (2010-11-26). Petabyte-chomping big sky telescope sucks down baby code. The Register. Процитовано 2011-01-16. 
  37. Boon, Miriam (2010-10-18). Astronomical Computing. Symmetry Breaking. Процитовано 2010-10-26. 
  38. Data Management Technology Innovation. LSST. 
  39. Data Products. LSST. 
  40. Morganson, Eric (22 May 2017). From DES to LSST: Transient Processing Goes from Hours to Seconds Building the Infrastructure for Time-Domain Alert Science in the LSST Era. Tucson. 
  41. а б в г LSST status update. LSST Project/NSF/AURA. Подія відбулася 33:00.
  42. а б Bellm, Eric (26 Feb 2018). Alert Streams in the LSST Era: Challenges and Opportunities Real-Time Decision Making: Applications in the Natural Sciences and Physical Systems. Berkeley. 
  43. Saha, Abhijit; Matheson, Thomas; Snodgrass, Richard; Kececioglu, John; Narayan, Gautham; Seaman, Robert; Jenness, Tim; Axelrod, Tim (25–27 June 2014). ANTARES: a prototype transient broker system Observatory Operations: Strategies, Processes, and Systems V 9149. Montreal: SPIE. с. 914908. arXiv:1409.0056. doi:10.1117/12.2056988.  Проігноровано невідомий параметр |class= (довідка)
  44. Bellm, Eric (22 May 2017). Time Domain Alerts from LSST & ZTF Building the Infrastructure for Time-Domain Alert Science in the LSST Era. Tucson. 
  45. M. Jurić, T. Axelrod, A.C. Becker, J. Becla, E. Bellm, J.F. Bosch, et al. (9 Feb 2018). Data Products Definition Document. LSST Corporation.  p. 53.
  46. LSST-French Connection. April 2015. 
  47. Bosch J, Armstrong R, Bickerton S, Furusawa H, Ikeda H, Koike M, Lupton R, Mineo S, Price P, Takata T, Tanaka M. The Hyper Suprime-Cam software pipeline // Publications of the Astronomical Society of Japan. — 2017. — 8 травня.
  48. Steven M. Kahn, Justin R. Bankert, Srinivasan Chandrasekharan, Charles F. Claver, A. J. Connolly, et al. Chapter 3: LSST System Performance. LSST.  p. 72.
  49. LSST Science Goals. www.lsst.org (en). The Large Synoptic Survey Telescope. Процитовано 3 April 2018. 
  50. R. Lynne Jones, Mario Juric, Zeljko Ivezic (10 Nov 2015). Asteroid Discovery and Characterization with the Large Synoptic Survey Telescope (LSST) IAU-318 - Asteroids: New Observations, New Models. 
  51. Planetary Defense Frequently Asked Questions. NASA. 29 Aug 2017. 
  52. Grav, Tommy; Mainzer, A. K.; Spahr, Tim (June 2016). Modeling the performance of the LSST in surveying the near-Earth object population. The Astronomical Journal 151 (6): 172. Bibcode:2016AJ....151..172G. arXiv:1604.03444. doi:10.3847/0004-6256/151/6/172.  Проігноровано невідомий параметр |doi-access= (довідка); Проігноровано невідомий параметр |class= (довідка)
  53. Defending Planet Earth: Near-Earth-Object Surveys and Hazard Mitigation Strategies. National Academies Press. 2010. ISBN 978-0-309-14968-6. doi:10.17226/12842. , page 49.
  54. Education & Public Outreach. LSST. 
  55. Large Synoptic Survey Telescope (LSST) EPO Design. LSST Corporation. 29 Nov 2017. 
  56. PROJECT & SCIENCE NEWS for Tuesday, May 8, 2018. LSST. 
  57. «Google Joins Large Synoptic Survey Telescope (LSST) Project». uanews.org. January 10, 2007. Retrieved 29 April 2013.
  58. http://www.nashenebo.in.ua/nauka/velikij-sinoptichnij-oglyadovij-teleskop-i-nauka-velikikh-danikh
  59. https://ukr.sciences-world.com/nasas-next-major-telescope-see-big-picture-universe-99560
  60. Željko Ivezić (24 Mar 2014). Similarities and differences between DES and LSST Joint DES-LSST workshop. Fermilab. 
  61. LSST (17 May 2006). "Site in Northern Chile Selected for Large Synoptic Survey Telescope". Прес-реліз.
  62. Steven M. Kahn (21 February 2018). Project Status LSST Science Advisory Committee Meeting. Princeton. 
  63. Steward Observatory Mirror Lab Awarded Contract for Large Synoptic Survey Telescope Mirror
  64. Inage Gallery: Mirror Fabrication
  65. LSST High Fire Event. Архів оригіналу за 14 травень 2008. Процитовано 20 серпень 2018. 
  66. Giant Furnace Opens to Reveal 'Perfect' LSST Mirror Blank. LSST Corporation. 2009-09-02. Процитовано 2011-01-16. 
  67. LSST.org (December 2014). LSST E-News - Volume 7 Number 4. Архів оригіналу за 2014-12-15. Процитовано 2014-12-06. 
  68. Gressler, William (15 January 2015). Telescope and Site Status AURA Management Council for LSST. с. 8–13. Процитовано 2015-08-11. 
  69. LSST.org (April 2015). M1M3 Milestone Achieved. Архів оригіналу за 2015-05-22. Процитовано 2015-05-04. 
  70. Sebag, Jacques, William Gressler, Ming Liang, Douglas Neill, C. Araujo-Hauck, John Andrew, G. Angeli et al. (2016). LSST primary/tertiary monolithic mirror Ground-based and Airborne Telescopes VI 9906. International Society for Optics and Photonics. с. 99063E. 
  71. Beal, Tom (28 February 2015). Big mirror about to move from UA lab. Arizona Daily Star. Процитовано 2015-05-04. 
  72. Jepsen, Kathryn (January 12, 2015). Mirror, mirror: After more than six years of grinding and polishing, the first-ever dual-surface mirror for a major telescope is complete. Symmetry. Процитовано 2015-02-01. 
  73. LSST M2 Substrate Complete and Shipped. LSST E-News 2 (4). January 2010. Архів оригіналу за 4 березень 2016. Процитовано 20 серпень 2018.  Вказано більш, ніж один |work= та |journal= (довідка)
  74. LSST M2 Substrate Received by Exelis. LSST E-News 7 (4). December 2014. Архів оригіналу за 4 березень 2016. Процитовано 20 серпень 2018.  Вказано більш, ніж один |work= та |journal= (довідка)
  75. Victor L Krabbendam (June 12, 2018). The Large Synoptic Survey Telescope (LSST) Construction Status – 2018. LSST. 
  76. Kaboom! Life’s a Blast on Cerro Pachón. LSST Corporation. April 2011. Процитовано 2015-08-05. 
  77. Krabbendam, Victor (2012-01-09). Developments in Telescope and Site. American Astronomical Society 219th Meeting (poster). Austin, Texas. Процитовано 2012-01-16. 
  78. A Key Event. 23 March 2018. 
  79. а б Neill, Douglas R.; Krabbendam., Victor L. (2010). LSST Telescope mount and pier design overview Ground-based and Airborne Telescopes III 7733. International Society for Optics and Photonics. с. 77330F. Bibcode:2010SPIE.7733E..0FN. doi:10.1117/12.857414. 
  80. Barr, Jeffrey D.; Gressler, William; Sebag, Jacques; Seriche, Jaime; Serrano, Eduardo (27 July 2016). LSST Summit Facility – Construction Progress Report: Reacting to Design Refinements and Field Conditions. SPIE Proceedings 9906: 99060P. Bibcode:2016SPIE.9906E..0PB. ISBN 978-1-5106-0191-8. doi:10.1117/12.2233383. , с. 11—12
  81. LSST: TMA Contract Officially Signed. LSST E-News 7 (4). December 2014. Архів оригіналу за 5 квітень 2016. Процитовано 20 серпень 2018. 
  82. TMA Safety Review. LSST Corp. 4 May 2018. 
  83. LSST Camera Team Passes DOE CD-3 Review. 10 August 2015. Процитовано 2015-08-11. 
  84. SLAC (31 August 2015). "World’s Most Powerful Digital Camera Sees Construction Green Light". Прес-реліз.
  85. Lighting up the LSST Fiber Optic Network: From Summit to Base to Archive. LSST Project Office. 10 April 2018. 
  86. Florida International University (29 March 2018). "Amlight-Exp Activates two new 100 Gbps Points-of-Presence Enhancing Infrastructure for Research and Education". Прес-реліз.
  87. Red Universitaria Nacional (16 April 2018). "Chile inaugura primer tramo de Red Óptica de alta velocidad" (in es). Прес-реліз.
  88. Rede Nacional de Ensino e Pesquisa. "Brazilian scientists to partake in International Astronomy project". Прес-реліз. Архівовано 29 червня 2018 у Wayback Machine.

Посилання[ред. | ред. код]

Див. також[ред. | ред. код]