ヴェラ・C・ルビン天文台

ヴェラ・C・ルビン天文台

完成したLSSTのレンダリング
別名	LSST
名前の由来	ヴェラ・ルビン
場所	エルキ県、コキンボ地域、チリ
座標	南緯30°14′40.7″ 西経70°44′57.9″ / 南緯30.244639° 西経70.749417° / -30.244639; -70.749417 [1] [3] [4]
組織	大型シノプティックサーベイ望遠鏡株式会社
天文台コード	X05
高度	2,663メートル（8,737フィート）、桟橋の頂上[1] [5]
波長	320～1060nm [6]
初光	2025年1月に予定[7]
望遠鏡スタイル	3枚鏡アナスティグマート、ポール・ベーカー/メルセンヌ・シュミット広角[8]
直径	8.417 m (27.6 フィート) 物理的 8.360 m (27.4 フィート) 光学的 5.116 m (16.8 フィート) 内部[9] [10]
二次直径	3.420メートル（内側1.800メートル）[9]
三次直径	5.016メートル（内側1.100メートル）[9] [10]
角度分解能	0.7″ 平均視力限界 0.2″ ピクセルサイズ[6]
収集エリア	35平方メートル（376.7平方フィート）[6]
焦点距離	10.31 m (f/1.23) 全体 9.9175 m (f/1.186) 主要
取り付け	経緯台
Webサイト	http://rubinobservatory.org/
ヴェラ・C・ルビン天文台の位置
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ヴェラ・C・ルビン天文台は、以前は大型シノプティック・サーベイ望遠鏡（LSST）として知られ、チリで建設中の天文台です。その主な任務は、シノプティック天文サーベイである空間と時間のレガシー・サーベイを実施することです。 [ 11 ] [ 12 ^{] 「}シノプティック」という言葉は、ギリシャ語のσύν（syn「一緒に」）とὄψις（opsis「眺め」）に由来し、特定の時間における主題の広い視野を与える観測を表します。この天文台は、チリ北部のコキンボ州にある標高2,682メートルのセロ・パチョンのエル・ペニョン山頂にあり、既存のジェミニ南天体物理研究望遠鏡と南天体物理研究望遠鏡の隣にあります。^{[13] LSST基地施設は、観測所から車で約100キロメートル（62マイル）離れた}ラセレナ市にあります。この観測所は、銀河の回転速度に関する発見の先駆者であるアメリカの天文学者、 ベラ・ルビンにちなんで名付けられました。

ルビン天文台には、シモニサーベイ望遠鏡^[14]が設置される。これは、8.4メートルの主鏡^{[9] [10]}を備えた広視野反射望遠鏡で、数夜ごとに全天を撮影する。^{[15]この望遠鏡は、} 3枚鏡アナスティグマートの一種である斬新な3枚鏡設計を採用しており、小型の望遠鏡で直径3.5度の非常に広い視野にわたって鮮明な画像を提供することができる。画像は、史上最大のデジタルカメラである3.2ギガピクセルの電荷結合素子撮像（CCD）カメラで記録される。^[16]

LSSTは2001年に提案され、鏡の建設は2007年に（民間資金で）開始されました。LSSTはその後、2010年の天体物理学10年計画で地上ベースの大規模プロジェクトとしてトップにランクされ、プロジェクトは2014年8月1日に米国国立科学財団（NSF）が建設予算の2014会計年度分（2,750万ドル）を承認した際に正式に建設を開始しました。^[17]資金はNSF、米国エネルギー省、および専用の国際非営利団体であるLSSTディスカバリーアライアンスが調達した民間資金から提供されます。運営は天文学研究大学協会（AURA）の管理下にあります。^[18]総建設コストは約6億8,000万ドルになると予想されています。^[19]

サイトの建設は2015年4月14日に最初の石を据える儀式とともに始まりました。^{[20] [21]} エンジニアリングカメラのファーストライトは2024年8月に予定されています。 ^{[22]一方、システムのファーストライトは2025年1月に予定されており、} COVID関連のスケジュールの遅れにより、完全な調査作業は2025年8月に開始されることを目指しています。 ^[23] LSSTデータは2年後に完全に公開される予定です。^[24]

2019年6月、エディ・バーニス・ジョンソン下院議員とジェニファー・ゴンザレス・コロン下院議員は、この観測所を大型シノプティック・サーベイ望遠鏡（LSST）からヴェラ・C・ルビン観測所に改名する提案を行った。^[25]この改名は2019年12月20日に米国法として制定され、^[26] 2020年アメリカ天文学会冬季会議で発表された。^[12]この観測所はヴェラ・C・ルビンにちなんで名付けられた。この名前は、ルビンと彼女の同僚が、時空を超えて数十億の銀河をマッピングしてカタログ化することで暗黒物質の性質を探った功績を称えるものである。 ^[25]

この望遠鏡自体は、個人の寄付者であるチャールズとリサ・シモニにちなんで、シモニ・サーベイ望遠鏡と名付けられました。^[27]

LSSTは、スカイサーベイの伝統を引き継ぐものです。^{[28]これらは、}メシエカタログなどの視覚的に編集されたカタログとして18世紀に始まりました。これは、1885年のハーバードプレートコレクション、ナショナルジオグラフィック協会-パロマー天文台スカイサーベイなどから始まった写真サーベイに置き換えられました。2000年頃までに、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）などの最初のデジタルサーベイが、以前のサーベイの写真プレートに取って代わり始めました。

LSSTは、1996年にすでに言及されていたダークマター望遠鏡の以前のコンセプト^{[29]から発展しました。 [30]}第5の10年報告書「新千年紀の天文学と天体物理学」は2001年に発表され、^[31]主要な取り組みとして「大口径シノプティックサーベイ望遠鏡」を推奨しました。この初期段階でも、基本的な設計と目標が設定されていました。

大口径シノプティック・サーベイ望遠鏡（LSST）は、既存のサーベイが到達できるレベルよりもはるかに暗いレベルまで毎週可視空を調査するように設計された、6.5メートル級の光学望遠鏡です。この望遠鏡は、300メートルを超える地球近傍天体の90パーセントをカタログ化し、地球上の生命に対するそれらの脅威を評価します。太陽系の形成の化石記録を含むカイパーベルトで、約10,000個の原始的な天体を発見します。また、近傍および大きな赤方偏移の数千の超新星を観測し、重力レンズ効果によって暗黒物質の分布を測定することで、宇宙の構造の研究にも貢献します。すべてのデータは、国立仮想天文台を通じて利用可能になり、天文学者や一般の人々が変化する夜空の非常に詳細な画像にアクセスできるようになります。

初期の開発はいくつかの小額助成金によって賄われ、2008年1月にはソフトウェア界の大富豪チャールズ・シモニとリサ・シモニ、そしてビル・ゲイツがそれぞれ2000万ドルと1000万ドルを寄付した。^{[32] [27]} 750万ドルが米国大統領の2013年度NSF予算要求に盛り込まれた。^[33]米国エネルギー省は、ダークエネルギーを理解するというミッションの一環として、 SLAC国立加速器研究所によるデジタルカメラ部品の構築に資金を提供している。^[34]

2010年の10年調査では、LSSTは地上ベースの機器の中で最も優先度の高いものとしてランク付けされました。^[35]

残りの建設のためのNSF資金は2014年8月1日に承認されました。^[17]主導組織は次のとおりです。^[34]

• SLAC国立加速器研究所がLSSTカメラの設計と構築を担当
• 国立光学天文台が望遠鏡と現場チームを提供する
• 国立スーパーコンピューティング応用センターは、アーカイブおよびデータアクセスセンターの構築とテストを行う。
• 天文学研究大学協会は、 LSSTの建設を監督する責任を負っています。

2018年5月、米国議会は驚くべきことに、建設と運用を早めるために望遠鏡が要求した額よりもはるかに多くの資金を割り当てた。望遠鏡の管理者は感謝したが、建設の最終段階で資金が限られていなかったため、これが役立つかどうか確信が持てなかった。^[19]

2022年5月現在^{[アップデート]}、プロジェクトのクリティカルパスはカメラの設置、統合、テストであった。^[36]

シモニ・サーベイ望遠鏡の設計は、大型望遠鏡（8メートル級主鏡）の中でも非常に広い視野を持つ点で独特である。視野は直径3.5度、つまり9.6平方度である。比較すると、地球から見た太陽と月はどちらも直径0.5度、つまり0.2平方度である。大口径（したがって集光能力）と相まって、319 m ² ⋅度^{2という驚くほど大きな}エタンデュが得られる。^[6]これは、最大の視野を持つ現存する望遠鏡であるすばる望遠鏡とそのハイパー・シュプリーム・カメラ^[37]およびパンスターズの3倍以上であり、ほとんどの大型望遠鏡よりも1桁以上優れている。^[38]

最も初期の反射望遠鏡は球面鏡を使用していたが、これは製造と試験が容易であったものの、球面収差の影響を受け、球面収差を許容できるレベルまで低減するには長い焦点距離が必要であった。主鏡を放物面にすると軸上の球面収差は除去されるが、視野は軸外コマによって制限される。このような放物面主鏡は、主焦点またはカセグレン焦点のいずれかを備え、1949年のヘール望遠鏡まで最も一般的な光学設計であった。その後、望遠鏡では主にリッチー・クレティアン設計が使用され、2つの双曲面鏡を使用して球面収差とコマの両方を除去し、非点収差と高次収差によってのみ制限されるより広い有効視野を実現した。ヘール以降のほとんどの大型望遠鏡はこの設計を採用しており、たとえばハッブル望遠鏡やケック望遠鏡はリッチー・クレティアンである。 LSSTは、3枚の非球面鏡を使用して非点収差をキャンセルする3枚鏡アナスチグマットを使用します。その結果、広い視野で鮮明な画像が得られますが、大きな3次鏡が光路の一部を遮るため、集光力がいくらか低下します。^[9]

望遠鏡の主鏡 (M1) の直径は 8.4 メートル (28 フィート)、副鏡 (M2) の直径は 3.4 メートル (11.2 フィート)、リング状の主鏡の内側にある三次鏡 (M3) の直径は 5.0 メートル (16 フィート) です。副鏡は、2028年頃に超大型望遠鏡の 4.2 メートルの副鏡に抜かれるまで、稼働中の望遠鏡の中で最大の凸面鏡になると予想されています。第 2 および第 3 の鏡により、主鏡の集光面積は 35 平方メートル (376.7 平方フィート) に減少し、これは直径 6.68 メートル (21.9 フィート) の望遠鏡に相当します。^[6]これを視野で乗じると、エタンデュは336 m ² ⋅degree ²になります。実際の数字はケラレによって減少します。^[39]

主鏡と三次鏡（M1とM3）は、一枚のガラス、つまり「M1M3モノリス」として設計されている。2枚の鏡を同じ場所に配置すると、望遠鏡の全長が最小限に抑えられ、素早く方向転換しやすくなる。同じガラスで作ると、2枚の別々の鏡よりも構造が硬くなり、動きの後の迅速な安定に貢献する。^[9]

光学系には、収差を減らすための3つの補正レンズが含まれています。これらのレンズと望遠鏡のフィルターは、カメラアセンブリに組み込まれています。最初のレンズは直径1.55mで、これまでに作られた中で最大のレンズです。^[40] 3番目のレンズは焦点面の前にある真空窓を形成します。^[39]

多くの望遠鏡とは異なり、^[41]ルビン天文台は大気中の分散を補正する試みを行っていません。このような補正は、光学系の追加要素を再調整する必要があり、5秒間の指向間隔では非常に困難であり、焦点距離が非常に短いため技術的な課題でもあります。その結果、天頂から離れた短波長帯では、画像品質がいくらか低下します。^[42]

シモニ望遠鏡は、カメラの角に波面センサーを備えたアクティブ光学システムを使用して、ミラーの正確な形状と焦点を維持します。視野が広すぎるため、適応光学を使用して大気のシーイングを補正することはできません。プロセスは3段階で行われます。^[43] (1) レーザートラッカー測定を使用して、コンポーネントが中心に配置され、意図した位置に近いことを確認します。 (2) オープンループ補正を適用して、固有のミラー収差、高度と温度の関数としてのコンポーネントのたわみ、およびフィルターの選択を補正します。 (3) 焦点と形状の測定は、視野の角にあるセンサーによって通常操作中に行われ、光学系を補正するために使用されます。

ミラー アセンブリの正確な形状と焦点は、意図的に焦点をずらした 4 組の CCD (1 つは焦点面の前、もう 1 つは後ろ、右の図を参照) の画像を比較することによって推定され、その後補正されます。これらの補正を見つけるための 2 つの方法が開発されました。1 つは、ミラーの現在の形状のゼルニケ多項式記述を推定し、そこから形状と焦点を復元するための補正セットを計算するという分析的な方法です。もう 1 つの方法は、機械学習を使用して焦点が合っていない画像から直接補正を計算します。どちらの方法も、設計目標を達成できると思われます。

3.2ギガピクセルのプライムフォーカス^[注1]デジタルカメラは、20秒ごとに15秒間の露出を撮影します。^[6]このような大きな望遠鏡を5秒以内に再調整するには（整定時間を含む） 、非常に短くて硬い構造が必要です。これは、カメラの正確な焦点合わせを必要とする小さなf値を意味します。 ^[44]

15秒の露出時間は、微弱な源と動く源の両方を発見できるようにするための妥協策です。露出時間を長くすると、カメラの読み出しと望遠鏡の再配置にかかるオーバーヘッドが減り、より深い画像を得ることができますが、地球近傍天体などの高速で移動する物体は露出中に大きく動いてしまいます。^[45]空の各スポットは、CCDへの宇宙線の衝突を効率的に排除するために、2回の連続した15秒の露出で撮影されます。 ^[46]

カメラの焦点面は平らで、直径は 64 cm です。主な画像は、それぞれ 16メガピクセルの 189 個のCCD検出器のモザイクによって撮影されます。^[47]これらは 5×5 のグリッドの「ラフト」にグループ化されており、中央の 21 個のラフトには 3×3 の画像センサーが含まれ、4 つのコーナーのラフトにはそれぞれ 3 個の CCD のみが含まれており、ガイドとフォーカス制御に使用されます。CCD は 0.2 秒角以上のサンプリングを提供し、ノイズを減らすために約 -100 °C (173 K) に冷却されます。^[48]

カメラには、第2レンズと第3レンズの間にフィルターがあり、自動フィルター交換機構が付いています。カメラには330～1080 nmの波長をカバーする6つのフィルター（ ugrizy ）がありますが、 ^[49]カメラが第2ミラーと第3ミラーの間にあるため、フィルターチェンジャーのサイズが制限されます。一度に5つのフィルターを保持できるため、毎日6つのフィルターのうち1つを選択し、次の夜に使用しないようにする必要があります。^[50]

メンテナンスや悪天候、その他の不測の事態を考慮すると、カメラは 年間20万枚以上の写真（非圧縮で1.28ペタバイト）を撮影すると予想されており、これは人間が確認できる量をはるかに超える。望遠鏡の膨大な出力を管理し、効果的に分析することが、プロジェクトの中で最も技術的に難しい部分になると予想される。 ^{[52] [53]} 2010年には、初期のコンピュータ要件は100テラフロップスの計算能力と15ペタバイトのストレージと見積もられており、プロジェクトがデータを収集するにつれて増加した。^[54] 2018年までに、見積もりは250テラフロップスと100ペタバイトのストレージに増加した。^[55]

撮影された画像は、即時（60秒以内）、毎日、毎年の3つの異なるタイムスケールに従って処理されます。^[56]

即時製品は、観測後60秒以内に、その空の位置のアーカイブ画像と比較して明るさや位置が変わった物体に関する警報です。このような大きな画像を60秒以内に転送、処理、差分化することは（以前の方法では小さな画像で数時間を要していました）、それ自体が重要なソフトウェアエンジニアリングの問題です。[ ^57]一晩あたり約1000万件の警報が生成されます。^[58]各警報には次のものが含まれます。^{[59] : 22}

• アラートとデータベース ID: このアラートを一意に識別する ID
• 検出された光源の光度、天体測定、形状特性
• テンプレートの 30×30 ピクセル（平均）の切り抜きと差分画像（FITS形式）
• このソースのこれまでのすべての検出の時系列（最大1年）
• 時系列から計算されたさまざまな要約統計量（「特徴」）

警報には独占期間はありません。警報はすぐに一般に公開されます。これは、LSST が特定のイベントについて知っているほぼすべての情報を迅速に送信し、下流での分類と意思決定を可能にすることが目的だからです。LSST は、望遠鏡が稼働しているときに 1 秒あたり数百という前例のない速度で警報を生成します。^{[注 2]}ほとんどの観測者はこれらのイベントのほんの一部にしか興味がないため、警報は「イベント ブローカー」に送られ、サブセットが関心のある関係者に転送されます。LSST は単純なブローカーを提供し、^{[59] : 48}完全な警報ストリームを外部のイベント ブローカーに提供します。^[60] Zwicky Transient Facility はLSST システムのプロトタイプとして機能し、一晩で 100 万の警報を生成します。^[61]

観測後24時間以内に公開される毎日の製品は、その夜の画像と、差分画像から得られたソースカタログで構成されています。これには、太陽系オブジェクトの軌道パラメータが含まれます。画像は、カメラから直接取得したデータであるRaw Snapsと、機器シグネチャ除去（ISR）、背景推定、ソース検出、デブレンディングと測定、ポイントスプレッド関数推定、天体測定と測光キャリブレーションなどの処理が行われたSingle Visit Imagesの2つの形式で提供されます。 ^[62]

年間リリースデータ製品は、これまでの科学データセット全体を再処理することにより、年に 1 回公開されます。これには次のものが含まれます。

• キャリブレーションされた画像
• 位置、フラックス、形状の測定
• 変動情報
• 光曲線の簡潔な説明
• 差分画像に基づくプロンプトデータ製品の均一な再処理
• 太陽系の約600万個の天体とその軌道のカタログ
• 約370億個の天体（200億個の銀河と170億個の恒星）のカタログで、それぞれに200以上の属性があります。^[55]

年間放出量は、一部は国立スーパーコンピュータ応用センターによって計算され、一部はフランスのIN2P3によって計算される。^[63]

LSST は、ユーザーが生成したデータ製品のために、その計算能力とディスク領域の 10% を確保しています。これらは、アプリケーション プログラミング インターフェイス(API) を使用してデータにアクセスし、結果を保存し、LSST データ セットに対して特殊な目的のカスタム アルゴリズムを実行することで生成されます。これにより、ユーザーは LSST のストレージと計算能力を直接使用できるため、大量のデータをダウンロードしてアップロードする必要がなくなります。また、学術グループが LSST 全体とは異なるリリース ポリシーを持つこともできます。

LSST画像データ処理ソフトウェアの初期バージョンは、すばる望遠鏡のハイパー・シュプリーム・カム装置^[64]で使用されています。これは、LSSTと同様の感度を持ちながら、視野がLSSTの5分の1である1.8平方度である広視野調査装置です（LSSTの9.6平方度に対して）。HelioLinc3Dと呼ばれる新しいソフトウェアは、移動物体を検出するためにルビン天文台専用に開発されました。^[65]

LSSTは、主な調査で6つのフィルターを使用して南天の約18,000度^{2をカバーし、各地点に約825回の訪問を行う予定です。5σ（} SNRが5より大きい）等級制限は、単一画像ではr  < 24.5、 フルスタックデータではr < 27.8になると予想されています。 ^[66]

主調査には観測時間の約90%が使われる。残りの10%は、特定の目標や領域をより良くカバーするために使用される。これには、非常に深い（r〜26 ）観測、非常に短い再訪時間（約1分）、黄道、銀河面、大マゼラン雲と小マゼラン雲などの「特別な」領域の観測、 COSMOSやチャンドラディープフィールドサウスなどの多波長調査によって詳細にカバーされる領域などが含まれる。^{[46]これらの特別プログラムを合わせると、総面積は約25,000}平方度に増加する。^[6]

LSSTの具体的な科学的目標は以下の通りである。^[67]

• 弱い重力レンズ効果、重粒子音響振動、Ia型超新星の光度測定を赤方偏移の関数として測定することにより、暗黒エネルギーと暗黒物質を研究する。 ^[46]
• 太陽系の小さな天体、特に地球近傍小惑星とカイパーベルト天体のマッピング。LSSTによりカタログ化された天体の数は10～100倍に増加すると予想されています。^{[68]また、仮説上の}第9惑星の探索にも役立ちます。^{[69] [70]}
• 新星、超新星、ガンマ線バースト、クエーサーの変動、重力レンズ効果などの一時的な天文イベントを検出し、フォローアップを容易にするために迅速なイベント通知を提供します。
• 天の川の地図作成。

LSSTは視野が広く感度が高いため、LIGOや他の観測所で検出された重力波イベントの光学的な対応物を検出する上で最も有望な観測装置の一つになると期待されている。^[71]

生成される膨大な量のデータによって、さらなる思いがけない発見 がもたらされることも期待されています。

NASAは米国議会から、地球近傍軌道上の直径140メートル以上の天体の90％を検出しカタログ化する任務を課せられている。^[72] LSSTは単独で、そのような天体の62％を検出できると推定されており、^[73]米国科学アカデミーによると、調査を10年から12年に延長することが、この任務を完了するための最も費用対効果の高い方法となるだろう。^[74]

ルビン天文台には教育と広報（EPO）プログラムがあります。ルビン天文台のEPOは、一般市民、正式な教育者、市民科学の主任研究者、非公式の科学教育施設のコンテンツ開発者という4つの主要なカテゴリーのユーザーにサービスを提供します。^{[75] [76]ルビン天文台は、} Zooniverseの市民科学プロジェクトのいくつかで提携します。 ^[77]

他にも多くの光学天体調査が行われており、現在も行われているものもあります。比較のために、現在使用されている主な光学調査のいくつかを、違いを付記して示します。

• ナショナル ジオグラフィック協会のパロマー天文台スカイ サーベイやそのデジタル版であるデジタイズスカイ サーベイなどの写真による天体調査。この技術は時代遅れで、深度もはるかに浅く、一般的に眺望があまり良くない場所から撮影されている。これらのアーカイブは、かなり長い期間 (場合によっては 100 年以上) にまたがり、全天をカバーしているため、今でも使用されている。プレート スキャンは、天空の 90% で R~18 および B~19.5 の限界に達し、天空の 50% で約 1 等級暗い。^[78]
• スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）（2000-2009）は、2.5メートルの望遠鏡で北半球の空の14,555平方度を調査しました。これは現在も分光調査として継続されています。その限界光度は、フィルターに応じて20.5から22.2の範囲でした。^[79]
• Pan-STARRS (2010年～現在) は、ハワイのハレアカラにある2台の広視野1.8mリッチー・クレティエン望遠鏡を使用した継続的な天体調査です。LSSTが運用を開始するまで、LSSTは地球近傍天体の最高の検出器であり続けます。そのカバー範囲は30,000平方度で、LSSTがカバーする範囲に匹敵します。PS1調査の単一画像の深度は、フィルターに応じて20.9～22.0等級でした。^[80]
• DESIレガシーイメージングサーベイ（2013年～現在）は、ボク2.3メートル望遠鏡、4メートルメイオール望遠​​鏡、4メートルビクター・M・ブランコ望遠鏡を使用して、南北の空の14,000平方度を観測しています。レガシーサーベイでは、メイオールZバンドレガシーサーベイ、北京–アリゾナスカイサーベイ、ダークエネルギーサーベイを利用しています。レガシーサーベイは、主に遠方の銀河を対象としていたため、天の川銀河は避けました。^[81] DESの領域（5,000平方度）は、南天のLSSTの予想サーベイ領域内に完全に含まれています。^[82]その露出は通常、23～24等級に達します。
• ガイアは、2014 年から宇宙から全天を観測する継続的な観測衛星です。その主な目的は、約 20 億個の恒星、クエーサー、銀河、太陽系の天体の極めて正確な天体測定です。0.7 m ²の観測面積では、他の観測ほど暗い天体の観測はできませんが、観測された各天体の位置ははるかに高い精度でわかります。従来の意味での露出は行いませんが、最大 21 等級の天体を検出します。
• ツヴィッキー トランジェント ファシリティ(2018 年現在) は、トランジェント イベントを検出するための同様の高速広視野調査です。この望遠鏡の視野はさらに広く (47 平方度、視野の 5 倍)、口径は大幅に小さくなっています (1.22 m、面積の 1/30)。この望遠鏡は、LSST 自動警報ソフトウェアの開発とテストに使用されています。露出は通常、20 ～ 21 等級に達します。
• 宇宙監視望遠鏡（2011年～現在）は、主に軍事用途で使用される同様の高速広視野調査望遠鏡であり、二次的な民間用途としては宇宙ゴミやNEOの検出とカタログ作成などがあります。

セロ・パチョン観測地は2006年に選定された。主な要因は、年間の晴天日数、季節ごとの気象パターン、現地の大気を通して見た画像の品質（シーイング）であった。また、この観測地には、建設コストを最小限に抑えるために既存の観測所インフラが必要であり、LSSTが毎晩生成する30テラバイトのデータに対応できるように光ファイバーリンクへのアクセスも必要であった。^[83]

2018年2月時点で、建設は順調に進んでいた。山頂ビルの外殻は完成し、2018年にはHVAC、ドーム、ミラーコーティング室、望遠鏡マウントアセンブリなどの主要な機器の設置が行われた。また、ラセレナのAURAベース施設と山頂の他の望遠鏡と共有する宿舎の拡張も行われた。^[58]

2018年2月までに、カメラと望遠鏡はクリティカルパスを共有するようになりました。主なリスクは、システム統合に十分な時間が割り当てられているかどうかであると考えられました。^[84]

2017年時点では^{[アップデート]}、予算の予備費が厳しかったにもかかわらず、プロジェクトは予算内に収まっていました。^[58]

2020年3月、新型コロナウイルス感染症のパンデミックにより、山頂施設とSLACのメインカメラの作業は中断されたが、ソフトウェアの作業は継続された。^[85]この間、試運転用カメラが基地施設に到着し、そこでテストされた。2022年8月に山頂に移動され、マウントに設置された。^[86]

主鏡は大型望遠鏡の製作において最も重要かつ時間のかかる部分であり、アリゾナ大学スチュワード天文台ミラー研究所で7年の歳月をかけて製作された。^[87]鋳型の製作は2007年11月に始まり、^[88]鏡の鋳造は2008年3月に始まり、^[89]鏡の原型は2008年9月初旬に「完璧」と宣言された。^[90] 2011年1月には、M1とM3のフィギュアの生成と精研磨が完了し、M3の研磨が始まった。

鏡は2015年2月13日に正式に受理され、^{[91] [92]}鏡輸送箱に入れられ、飛行機格納庫に保管された。^[93] 2018年10月、鏡は鏡研究室に戻され、鏡支持セルと統合された。^[94] 2019年1月/2月に追加のテストが行​​われ、その後輸送用の木箱に戻された。 2019年3月、トラックでテキサス州ヒューストンに送られ、^[95]チリへの配送のために船に積み込まれ、^[96] 5月に山頂に到着した。^[97]そこで鏡支持セルと再び結合され、コーティングされる。

到着した鏡をコーティングするために使用されたコーティング室自体は、2018年11月に山頂に到着しました。^[94]

副鏡はコーニング社で超低膨張ガラスから製造され、所望の形状の40μm以内に粗研磨された。^[4] 2009年11月、ブランクは完成資金が確保されるまで保管するためにハーバード大学に出荷された^[98]。2014年10月21日、副鏡ブランクはハーバード大学からエクセリス（現在はハリスコーポレーションの子会社）に配送され、微研磨された。^[99]完成した鏡は2018年12月7日にチリに配送され、^[94] 2019年7月にコーティングされた。^[100]

2011年3月8日に本格的な掘削作業が開始され、^[101] 2011年末までに敷地は整地されました。^[102]また、その間に設計が進み、ミラー支持システム、迷光遮断板、風防、較正スクリーンが大幅に改良されました。

2015年、望遠鏡に隣接する支持棟の敷地の下で大量の砕けた岩と粘土が発見された。このため、掘削してコンクリートで埋め戻す作業が6週間遅れた。望遠鏡本体やドームには影響がなく、より重要な基礎部分は敷地計画中に徹底的に調査された。^{[103] [104]}

建物は2018年3月にほぼ完成したと発表された^。[105]ドームは2018年8月に完成する予定だったが、^[58] 2019年5月の写真ではまだ未完成であることがわかった。^[97]ルビン天文台のドーム（まだ未完成）は、2019年11月に初めて自力で回転した。^[106]

望遠鏡架台とそれが設置されている支柱は、それ自体が大規模な工学プロジェクトである。主な技術的問題は、望遠鏡を隣接する視野まで 3.5 度旋回させ、4 秒以内に静止させなければならないことである。^{[注 3] [107] : 10}これには、非常に高速な旋回と加速（それぞれ10°/秒と 10°/秒^{2 [108]}）を備えた非常に堅牢な支柱と望遠鏡架台が必要である。基本設計は従来どおりで、両軸に静水圧ベアリングを備えた鋼鉄製の高度方位マウントが、ドーム基礎から分離された支柱に取り付けられている。LSST 支柱は異常に大きく（直径 16 m）、頑丈（壁の厚さ 1.25 m）で、未加工の岩盤に直接取り付けられており、^[107]現場での掘削中は岩盤を割る爆薬を使用しないよう注意が払われた。^{[104] : 11–12}その他の珍しい設計上の特徴としては、主軸にリニアモーターが取り付けられていることと、マウントの床が凹んでいることです。これにより、望遠鏡を方位ベアリングよりわずかに下まで伸ばすことができ、非常に低い重心が得られます。

望遠鏡架台の組み立て契約は2014年8月に締結された。^[109] 2018年に受入試験に合格し^[94]、2019年9月に建設現場に到着した。^[110] 2023年4月までに架台は「実質的に完成」と宣言され、ルビン天文台に引き渡された。^[111]

2015年8月、米国エネルギー省（DoE）から別途資金提供を受けているLSSTカメラプロジェクトは、 「重要な決定3」の設計レビューに合格し、レビュー委員会はDoEに建設開始の正式な承認を勧告した。 ^[112] 8月31日に承認が与えられ、カリフォルニア州のSLACで建設が始まった。^[113] 2017年9月時点で、カメラの建設は72％完了しており、プロジェクトを完了するのに十分な資金（予備費を含む）が確保されている。^[58] 2018年9月までに、クライオスタットが完成し、レンズが研磨され、必要な21個のCCDセンサーのうち12個が納品された。^[114] 2020年9月現在、焦点面全体が完成し、テスト中である。^[115] 2021年10月までに、カメラに必要な6個のフィルターのうち最後の1個が完成し、納品された。^[116] 2021年11月までにカメラ全体が必要な動作温度まで冷却され、最終テストを開始することができました。^[117]

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  LSSTカメラのレンダリング
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  LSST カメラの色分けされた断面図
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  LSST カメラの光学部品の分解図
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  ヴェラ・C・ルビン天文台試運転カメラ設置

最終的なカメラが設置される前に、より小型でシンプルなバージョン（コミッショニングカメラ、またはComCam）が「初期の望遠鏡の調整とコミッショニング作業を実行し、エンジニアリングの初光を完了し、初期の使用可能な科学データを生成する」ために使用されます。^[118]

カメラは2024年初頭に完成したと報告されている。^[119]カメラは2024年5月に天文台に到着した。^[120]

データはカメラから山頂施設、基地施設、そして米国国立スーパーコンピュータ応用研究所（NCSA）のLSSTデータ施設に運ばれる必要がある。 ^[121] NCSAではデータが科学データ製品に加工され、一時的なイベントのリアルタイムアラートも含まれるため、この転送は非常に高速（100Gbit/s以上）かつ信頼性が高くなければならない。この転送では、ラセレナの基地施設からチリのサンティアゴまで複数の光ファイバーケーブルを使用し、2つの冗長ルートを経由してフロリダ州マイアミまで行き、そこで既存の高速インフラに接続する。この2つの冗長リンクは、2018年3月にAmLightコンソーシアムによって有効化された。^[122]

データ転送は国境を越えるため、さまざまなグループが関与しています。これには、天文学研究大学協会(AURA、チリと米国)、REUNA ^[123] (チリ)、フロリダ国際大学(米国)、AmLightExP ^[122] (米国)、RNP ^[124] (ブラジル)、イリノイ大学アーバナシャンペーン校NCSA (米国) などがあり、これらはすべて LSST ネットワークエンジニアリングチーム (NET) に参加しています。このコラボレーションにより、複数のネットワークドメインとプロバイダーにわたるエンドツーエンドのネットワークパフォーマンスが設計され、提供されます。

ヨーロッパ南天天文台による2020年の研究では、ルビン天文台による薄暮時の露出の最大30%から50%が衛星群の影響を大きく受けると推定されている。調査望遠鏡は視野が広く、超新星や小惑星などの短命な現象を研究するため^[125]、他の望遠鏡で有効な緩和策はあまり効果がない可能性がある。画像は特に薄暮時（50%）と夜の始まりと終わり（30%）に影響を受ける。明るい軌跡の場合、衛星の軌跡によって引き起こされる飽和、クロストーク（CCD電子機器の性質により遠くのピクセルが信号を取得すること）、ゴースト（望遠鏡とカメラ内の内部反射）の組み合わせによって露出全体が台無しになる可能性があり、撮影中に衛星の軌跡自体よりもはるかに広い空の領域に影響を及ぼします。より暗い軌跡の場合、失われるのは画像の4分の1だけです。^[126]ルビン天文台による以前の研究では、薄暮時の影響は40%で、真冬の夜だけが影響を受けないことが判明した。^[127]

この問題への対処方法としては、衛星の数や明るさを減らす、望遠鏡のCCDカメラシステムをアップグレードする、あるいはその両方が考えられる。スターリンク衛星の観測では、暗くなった衛星の衛星の軌跡の明るさが減少することが示された。この減少は、ルビン天文台が実施したような広域調査への影響を緩和するには不十分である。^[128]そのため、SpaceXは新しい衛星に日よけを導入し、衛星の一部を地上から直射日光から守っている。目的は、検出器が飽和するのを避けるために、衛星を7等級以上に保つことである。^[129]これにより、問題は衛星の軌跡のみに限定され、画像全体には影響しない。 [130] 2023年現在、スターリンク第2世代の「ミニ」衛星は、平均見かけの等級が7を超えている。^{[131 ]}

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  セロ・パチョンの晴天^[132]
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  建設中のヴェラ・C・ルビン天文台^[133]
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  橋形クレーンの設置中にドームから取り出された望遠鏡架台アセンブリ^[134]
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  LSSTカムの焦点面。幅は60cm（2フィート）で、189個のセンサーを備え、3200メガピクセルの画像を生成します。^[135]
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  光学技術者のジャスティン・ウルフ（左）とサイモン・コーエンがLSSTカムのrフィルターを手に持っている^[136]
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  LSSTカムは両方の冷却システムを使用して氷点下まで冷却された^[137]
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  レナード彗星、ルビン天文台、金星、そしてさまざまな星々
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  ヴェラ・C・ルビン天文台上空の夜景。人工光によって空が明るくなり、地平線上に明るい光の塊が見える。

• 最大の光学反射望遠鏡のリスト
• パンスターズ
• ダークエネルギー調査
• VISTA（天文学用可視赤外線サーベイ望遠鏡）
• VLT 調査望遠鏡

ウィキメディア・コモンズには、ヴェラ・C・ルービン天文台に関連するメディアがあります。

• 公式サイト
• レガシー空間と時間の調査公式ウェブサイト
• LSST 建設現場のウェブカメラ
• LSST レポートとドキュメント
• ニューサイエンティスト 宇宙記事
• 実験粒子物理学者のための LSST チュートリアルは、天文学の知識をあまり必要とせずに、LSST の設計 (2006 年 2 月現在) と弱レンズ効果の科学的目標を詳細に説明したものです。
• 「The New Digital Sky」は、2006 年 7 月 25 日にGoogleで行われたLSST、特にデータ管理の問題について説明したプレゼンテーションのビデオです。
• HULIQ Google 参加のお知らせ
• LSST サイエンスコラボレーション; Abell, Paul A.; Allison, Julius; Anderson, Scott F.; Andrew, John R.; Angel, J. Roger P.; Armus, Lee; Arnett, David; Asztalos, SJ (2009-10-16). LSST サイエンスブック、バージョン 2.0。第 0912 巻。p . 201。arXiv : 0912.0201。Bibcode : 2009arXiv0912.0201L。2011-01-16に取得。、更新され拡張された概要。