หอดูดาวเวรา ซี. รูบิน

หอดูดาวเวรา ซี. รูบิน
	ภาพจำลองของกล้องโทรทรรศน์สำรวจ Simonyi ที่สร้างเสร็จแล้ว
ชื่อเรียกอื่น	รูบิน
ตั้งชื่อตาม	เวร่า รูบิน
สถานที่ตั้ง	จังหวัดเอลกี , แคว้นโกกิมโบ , ชิลี
พิกัด	30°14′41″ใต้70°44′58″ตะวันตก / 30.24464°S 70.74942°W
รหัสหอดูดาว	X05
ระดับความสูง	2,672.75 เมตร (8,768.9 ฟุต)
ความยาวคลื่น	320 นาโนเมตร (940 เทราเฮิร์ตซ์) – 1,060 นาโนเมตร (280 เทราเฮิร์ตซ์)
แสงแรก	มิถุนายน 2568
เส้นผ่านศูนย์กลาง	8.417 เมตร (27 ฟุต 7.4 นิ้ว)
เส้นผ่านศูนย์กลางรอง	3.420 เมตร (11 ฟุต 2.6 นิ้ว)
เส้นผ่านศูนย์กลางระดับที่สาม	5.016 เมตร (16 ฟุต 5.5 นิ้ว)
ความละเอียดเชิงมุม	ขีดจำกัดการมองเห็นเฉลี่ย 0.7 นิ้วขนาดพิกเซล 0.2 นิ้ว
พื้นที่เก็บรวบรวม	35 ตารางเมตร( 380 ตารางฟุต)
ระยะโฟกัส	10.31, 9.9175 ม. (33 ฟุต 9.91 นิ้ว, 32 ฟุต 6.45 นิ้ว)
เว็บไซต์	rubinobservatory.org
	ที่ตั้งของหอดูดาวเวรา ซี. รูบิน
	สื่อที่เกี่ยวข้องบน Commons
	[ แก้ไขในวิกิดาต้า ]

หอดูดาว Vera C. Rubinซึ่งเดิมชื่อLarge Synoptic Survey Telescope ( LSST ) เป็นหอดูดาว ทางดาราศาสตร์ ในภูมิภาค Coquimboประเทศชิลีภารกิจหลักคือการสำรวจ ท้องฟ้า ทางใต้ทุกๆ สองสามคืน สร้าง บันทึกภาพแบบไทม์ แลปส์เป็นเวลา สิบปี ซึ่งเรียกว่า Legacy Survey of Space and Time (เรียกย่อว่า LSST) ^[²^]^[³^]^[⁴^]หอดูดาวตั้งอยู่บนยอดเขา El Peñón ของCerro Pachónซึ่งเป็นภูเขาสูง 2,682 เมตร (8,799 ฟุต) ทางตอนเหนือของชิลี เคียงข้างกับ กล้องโทรทรรศน์ Gemini SouthและSouthern Astrophysical Research Telescopesที่ มีอยู่ ^[⁵^]สถานีฐานตั้งอยู่ห่างจากหอดูดาวประมาณ 100 กิโลเมตร (62 ไมล์) ทางถนน ในเมือง La Serena

หอดูดาวแห่งนี้ตั้งชื่อตามVera Rubinนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันผู้บุกเบิกการค้นพบเกี่ยวกับอัตราการหมุนของกาแล็กซีเป็นโครงการร่วมระหว่างมูลนิธิวิทยาศาสตร์แห่งชาติ สหรัฐอเมริกา (NSF) และสำนักงานวิทยาศาสตร์ ของ กระทรวงพลังงานสหรัฐอเมริกา (DOE) และดำเนินการร่วมกันโดย NSF NOIRLabและ ห้องปฏิบัติการเร่ง ^{อนุภาค}แห่งชาติ SLAC [ ⁶^]

หอดูดาวรูบินเป็นที่ตั้งของกล้องโทรทรรศน์สำรวจซิโมนียี ซึ่งเป็น กล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสงมุมกว้างที่มีกระจกหลักขนาด 8.4 เมตร^{[ 7 ]} กล้องโทรทรรศน์ นี้ใช้ระบบแอนาสติ๊กแมทแบบสามกระจกเพื่อสร้างภาพที่คมชัดในมุมมองภาพขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 3.5 องศา ภาพจะถูกบันทึกโดย กล้อง CCD ( charge-coupled device imaging ) ความละเอียด 3.2 กิกะพิกเซล ซึ่งเป็นกล้องที่ใหญ่ที่สุดเท่าที่เคยสร้างมา^{[ 8 ]}

คาดว่ารูบินจะจัดทำแคตตาล็อกซูเปอร์โนวา หลายล้าน ^{ดวง [} 9 ^]^{ดาวเคราะห์}น้อยมากกว่าห้าล้านดวง (รวมถึงวัตถุใกล้โลก ประมาณ 100,000 ดวง ) และถ่ายภาพดาวฤกษ์ประมาณ 17 พันล้านดวงและกาแล็กซี 20 พันล้านดวง^{[ 10 ]}

ชื่อ

เดิมทีกล้องโทรทรรศน์นี้มีชื่อว่า Large Synoptic Survey Telescope โดยคำว่าsynopticมาจาก คำภาษา กรีก σύν (syn แปลว่า 'ร่วมกัน') และ ὄψις (opsis แปลว่า 'มุมมอง') ซึ่งหมายถึงการสังเกตการณ์ที่ให้มุมมองที่กว้างขวางเกี่ยวกับเรื่องใดเรื่องหนึ่ง^{[ 11 ]}ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2562 หอดูดาวแห่งนี้ได้รับการเปลี่ยนชื่อเป็น Vera C. Rubin Observatory ตามข้อเสนอของEddie Bernice Johnson ผู้แทนสหรัฐอเมริกา และJenniffer González-Colónผู้แทนประจำเปอร์โตริโก^[¹²^]การเปลี่ยนชื่อนี้ได้รับการประกาศใช้เป็นกฎหมายของสหรัฐอเมริกาเมื่อวันที่ 20 ธันวาคม พ.ศ. 2562 ^[¹³^]และประกาศในการประชุมฤดูหนาวของสมาคมดาราศาสตร์อเมริกัน ประจำปี พ.ศ. 2563 ^[³^]ชื่อนี้เป็นเกียรติแก่ Rubin และเพื่อนร่วมงานของเธอในการสำรวจธรรมชาติของสสารมืด โดยการทำแผนที่และจัดทำแคตตาล็อก กาแล็กซีหลายพันล้านแห่งผ่านอวกาศและเวลา^[¹²^]

กล้องโทรทรรศน์นี้มีชื่อว่ากล้องโทรทรรศน์สำรวจซิโมนี^{[ 14 ]}เพื่อเป็นการยกย่องผู้บริจาคส่วนตัวชาร์ลส์และลิซ่า ซิโมนี^{[ 15 ]}^{[ 16 ]}

คำย่อ LSST ถูกนำมาใช้ใหม่เพื่ออ้างถึงการสำรวจที่หอดูดาวจะดำเนินการในชื่อ "Legacy Survey of Space and Time" โดยใช้กล้องในชื่อ "LSST Camera" ^{[ 17 ]}

ประวัติศาสตร์

หอดูดาวรูบินได้รับการเสนอชื่อในปี 2001 ในชื่อ LSST การก่อสร้างกระจกเริ่มขึ้น (ด้วยเงินทุนส่วนตัว) ในปี 2007 จากนั้น LSST ก็กลายเป็นโครงการภาคพื้นดินขนาดใหญ่ที่มีอันดับสูงสุดในการสำรวจดาราศาสตร์ฟิสิกส์ทศวรรษปี 2010และเริ่มการก่อสร้างอย่างเป็นทางการในวันที่ 1 สิงหาคม 2014 ^{[ 18 ]}เงินทุนมาจาก NSF, DOE และเงินทุนส่วนตัวที่ระดมทุนโดย LSST Discovery Alliance ^{[ 19 ]}การดำเนินงานได้รับการจัดการโดยสมาคมมหาวิทยาลัยเพื่อการวิจัยทางดาราศาสตร์ (AURA) ^{[ 20 ]}คาดว่าค่าใช้จ่ายในการก่อสร้างจะอยู่ที่ประมาณ 680 ล้านดอลลาร์^{[ 21 ]}

การก่อสร้างไซต์เริ่มขึ้นในเดือนเมษายน พ.ศ. 2558 ^{[ 22 ]}^{[ 23 ]}พิกเซลแรกจากกล้องวิศวกรรมมาถึงในเดือนตุลาคม พ.ศ. 2567 ^{[ 24 ]} ในขณะที่ภาพ แรกของระบบถูกเผยแพร่เมื่อวันที่ 23 มิถุนายน พ.ศ. 2568 การดำเนินงานสำรวจเต็มรูปแบบมีกำหนดจะเริ่มในช่วงต้นปี พ.ศ. 2569 ^{[ 25 ]}ซึ่งล่าช้าเนื่องจากปัญหาที่เกี่ยวข้องกับCOVID ^{[ 26 ]}

หอดูดาวรูบินเป็นผู้สืบทอดประเพณีการสำรวจท้องฟ้า^{[ 27 ]}การสำรวจเหล่านี้เริ่มต้นจากการรวบรวมภาพในแคตตาล็อกในศตวรรษที่ 18 เช่นแคตตาล็อกเมสซิเยร์ ต่อ มาได้ มีการเปลี่ยนมาใช้การสำรวจด้วยภาพถ่าย โดยเริ่มจากชุดภาพถ่ายฮาร์วาร์ด ในปี 1885 การสำรวจท้องฟ้าของหอดูดาวพาโลมาร์ ของสมาคมเนชั่นแนลจีโอกราฟิกและอื่นๆ จนกระทั่งประมาณปี 2000 การสำรวจแบบดิจิทัลครั้งแรก เช่นการสำรวจท้องฟ้าแบบดิจิทัลสโลน (SDSS) เริ่มเข้ามาแทนที่การสำรวจด้วยแผ่นภาพถ่ายแบบเดิม

หอดูดาวรูบินพัฒนามาจากกล้องโทรทรรศน์สสารมืด [ ²⁸^]ซึ่งกล่าวถึงตั้งแต่ปี 1996 ^[²⁹^]รายงานทศวรรษที่ห้าดาราศาสตร์ และ ^{ฟิสิกส์}ดาราศาสตร์ในสหัสวรรษใหม่ได้รับการเผยแพร่ในปี 2001 และแนะนำ "กล้องโทรทรรศน์สำรวจซินอปติกขนาดใหญ่" เป็นโครงการริเริ่มที่สำคัญ แม้ในระยะเริ่มต้นนี้ การออกแบบพื้นฐานและวัตถุประสงค์ก็ได้รับการกำหนดไว้แล้ว: ^[³⁰^]

กล้องโทรทรรศน์สำรวจแบบซินอปติกขนาดใหญ่ (LSST) เป็นกล้องโทรทรรศน์แบบออปติคอลขนาด 6.5 เมตรที่ออกแบบมาเพื่อสำรวจท้องฟ้าที่มองเห็นได้ทุกสัปดาห์ในระดับที่จางกว่าการสำรวจที่มีอยู่เดิมมาก กล้องโทรทรรศน์นี้จะจัดทำแคตตาล็อกวัตถุใกล้โลกขนาดใหญ่กว่า 300 เมตรได้ถึง 90 เปอร์เซ็นต์ และประเมินภัยคุกคามที่วัตถุเหล่านั้นก่อให้เกิดต่อสิ่งมีชีวิตบนโลก กล้องโทรทรรศน์นี้จะค้นพบวัตถุโบราณประมาณ 10,000 ชิ้นในแถบไคเปอร์ซึ่งมีบันทึกฟอสซิลของการก่อตัวของระบบสุริยะ นอกจากนี้ยังจะช่วยในการศึกษาโครงสร้างของจักรวาลโดยการสังเกตซูเปอร์โนวา หลายพันดวง ทั้งที่อยู่ใกล้เคียงและที่ค่าเรดชิฟต์สูง และโดยการวัดการกระจายตัวของสสารมืดผ่านการเลนส์โน้มถ่วง ข้อมูลทั้งหมดจะสามารถเข้าถึงได้ผ่านทางหอดูดาวเสมือนแห่งชาติ (National Virtual Observatory ) ซึ่งจะช่วยให้นักดาราศาสตร์และประชาชนทั่วไปสามารถเข้าถึงภาพท้องฟ้ายามค่ำคืนที่เปลี่ยนแปลงไปได้อย่างละเอียด^{[ 30 ]}

การพัฒนาในระยะเริ่มต้นได้รับทุนสนับสนุนจากเงินช่วยเหลือจำนวนเล็กน้อย โดยมีเงินบริจาคก้อนใหญ่ในเดือนมกราคม พ.ศ. 2551 จากมหาเศรษฐีด้านซอฟต์แวร์อย่างCharlesและ Lisa Simonyi และBill Gatesเป็นจำนวน 20 ล้านดอลลาร์สหรัฐ และ 10 ล้านดอลลาร์สหรัฐ ตามลำดับ^{[ 31 ]}^{[ 15 ]}งบประมาณ 7.5 ล้านดอลลาร์สหรัฐ ถูกรวมอยู่ในคำของบประมาณ NSF ปีงบประมาณ 2556 ของประธานาธิบดีสหรัฐฯ^{[ 32 ]} DOE ให้ทุนสนับสนุนส่วนประกอบกล้องดิจิทัลที่สร้างโดยห้องปฏิบัติการเร่งอนุภาคแห่งชาติ SLACซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของภารกิจในการทำความเข้าใจพลังงานมืด^{[ 33 ]}

เงินทุน NSF สำหรับการก่อสร้างส่วนที่เหลือได้รับการอนุมัติเมื่อวันที่ 1 สิงหาคม 2557 ^{[ 18 ]}องค์กรหลักคือ: ^{[ 33 ]}

ห้องปฏิบัติการเร่งอนุภาคแห่งชาติ SLACจะเป็นผู้รับผิดชอบในการออกแบบและสร้างกล้อง LSST
หอดาราศาสตร์แห่งชาติจะจัดหากล้องโทรทรรศน์และทีมงานประจำสถานที่
ศูนย์แห่งชาติเพื่อการประยุกต์ใช้ซูเปอร์คอมพิวเตอร์จะสร้างและทดสอบศูนย์เก็บข้อมูลและศูนย์เข้าถึงข้อมูล
สมาคมมหาวิทยาลัยเพื่อการวิจัยทางดาราศาสตร์จะกำกับดูแลการก่อสร้าง

ในเดือนพฤษภาคม พ.ศ. 2561 สหรัฐอเมริกาได้จัดสรรเงินทุนเพิ่มเติมสำหรับกล้องโทรทรรศน์มากกว่าที่ร้องขอ เพื่อเร่งการก่อสร้างและการดำเนินงาน ฝ่ายบริหารกล้องโทรทรรศน์ไม่แน่ใจว่าสิ่งนี้จะช่วยได้หรือไม่ เนื่องจากในขั้นตอนการก่อสร้างนั้นพวกเขาไม่มีข้อจำกัดด้านเงินสด^{[ 21 ]}

โฟตอนชุดแรกที่ตรวจจับได้ด้วยเครื่องมือที่สมบูรณ์นั้น ตรวจพบเมื่อวันที่ 15 เมษายน 2025 โดยปรากฏเป็นวงแหวนก่อนที่จะปรับเครื่องมือให้โฟกัสเป็นจุด^{[ 34 ]}ภาพจากแสงแรกของกล้องโทรทรรศน์และกล้องถ่ายภาพแบบเต็มรูปแบบถูกเผยแพร่เมื่อวันที่ 23 มิถุนายน 2025 ^{[ 35 ]}^{[ 36 ]}^{[ 37 ]}ภาพตัวอย่างแรกเป็นภาพประกอบของ เนบิวลา TrifidและLagoonและส่วนที่ตัดตอนมาจากมุมมองกว้างของกาแล็กซีใน กระจุก ดาวVirgo ^{[ 38 ]}ภาพของกระจุกดาว Virgo ถ่ายในช่วงต้นเดือนพฤษภาคมเป็นเวลาสี่คืน ภาพแรกๆ แสดงให้เห็นดาวเคราะห์ น้อยใหม่กว่า 2,000 ดวง^{[ 39 ]} มี การจัดงานชมการเผยแพร่ภาพทั่วหกทวีป เนื่องจากมีผู้คนจาก 28 ประเทศเข้าร่วม^{[ 40 ]} การค้นพบในช่วงแรกคือดาวเคราะห์น้อย 2025 MN 45ที่มีขนาดใหญ่ผิดปกติและหมุนเร็วใน แถบดาวเคราะห์ น้อย หลัก

กล้องโทรทรรศน์สำรวจซิโมนียี

การออกแบบกล้องโทรทรรศน์สำรวจซิโมนียีมีความโดดเด่นในบรรดากล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ (กระจกหลักขนาด 8 เมตร) เนื่องจากมีมุมมองภาพที่กว้าง:เส้นผ่านศูนย์กลาง3.5° หรือ9.6 ตาราง^องศาเพื่อเปรียบเทียบ ทั้งดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ เมื่อมองจากโลก จะมีระยะห่างประมาณ...มีเส้นผ่านศูนย์กลางปรากฏ 0.5°และแต่ละอันครอบคลุมพื้นที่ปรากฏประมาณ0.2 องศา²เมื่อรวมกับรูรับแสงขนาดใหญ่ (และด้วยเหตุนี้ความสามารถในการรวบรวมแสง) ทำให้กล้องโทรทรรศน์รูบินมีค่า etendue สูงถึง319 m ² ⋅deg ²^{[ 1 ]}ซึ่งมากกว่าค่า etendue ของกล้องโทรทรรศน์ที่มีค่า etendue สูงอื่นๆ ถึงสามเท่า เช่น กล้องโทรทรรศน์ซูบารุที่มีกล้อง Hyper Suprime ^{[ 41 ]}และPan-STARRSและมากกว่ากล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ส่วนใหญ่ถึงหนึ่งอันดับ^{[ 42 ]}

ทัศนศาสตร์

กล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสงรุ่นแรกๆใช้กระจกทรงกลมซึ่งผลิตและทดสอบได้ง่าย อย่างไรก็ตาม เนื่องจากมีปัญหาเรื่องความคลาดเคลื่อนทรงกลมจึงจำเป็นต้องใช้ทางยาวโฟกัสที่ยาวเพื่อให้ได้ระดับความคลาดเคลื่อนทรงกลมที่ยอมรับได้ การทำให้กระจกหลักเป็นรูปพาราโบลาจะช่วยขจัดความคลาดเคลื่อนทรงกลมบนแกน แต่ขอบเขตการมองเห็นจะถูกจำกัดด้วยความคลาดเคลื่อนแบบโคมา ที่อยู่นอกแกน กระจกหลัก รูปพาราโบลาดังกล่าว ไม่ว่าจะใช้จุดโฟกัสหลักหรือ จุดโฟกัส แบบแคสเซเกรนก็เป็นการออกแบบทางแสงที่พบได้บ่อยที่สุดจนถึงกล้องโทรทรรศน์เฮลในปี 1949 หลังจากนั้น กล้องโทรทรรศน์ส่วนใหญ่ใช้ การออกแบบแบบ ริตเชย์-เครเตียนโดยใช้กระจกไฮเปอร์โบลาสองบานเพื่อขจัดทั้งความคลาดเคลื่อนทรงกลมและความคลาดเคลื่อนแบบโคมา เพิ่มขอบเขตการมองเห็นที่มีประโยชน์ แต่ยังคงถูกจำกัดด้วย ความคลาดเคลื่อน แบบแอสติ๊กมาติซึมและความคลาดเคลื่อนลำดับสูงกว่า กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่รุ่นหลังส่วนใหญ่ใช้การออกแบบนี้ เช่น กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลและเค็ก LSST ใช้กระจกสามบานเพื่อแก้ไขภาวะสายตาเอียงโดยใช้กระจกที่ไม่เป็นทรงกลมสามบาน ผลลัพธ์ที่ได้คือภาพที่คมชัดในมุมมองที่กว้าง แต่ต้องแลกมาด้วยกำลังการรวมแสงที่ลดลงเนื่องจากกระจกบานที่สามขนาดใหญ่บดบังส่วนหนึ่งของเส้นทางแสง^{[ 43 ]}

กระจกหลักของกล้องโทรทรรศน์ (M1) มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 8.4 เมตร (28 ฟุต) ^{[ 43 ]}^{[ 44 ]}กระจกรอง (M2) มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 3.4 เมตร (11.2 ฟุต) และกระจกที่สาม (M3) ซึ่งอยู่ภายในกระจกหลักรูปวงแหวน มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 5.0 เมตร (16 ฟุต) กระจกรองเป็นกระจกนูนที่ใหญ่ที่สุดในกล้องโทรทรรศน์ที่ใช้งานอยู่ ( เมื่อสร้างเสร็จแล้ว กระจกรองขนาด 4.2 เมตรของกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่พิเศษ จะใหญ่กว่า) กระจกบานที่สองและสามช่วยลดพื้นที่รับแสงของกระจกหลักเหลือ 35 ^ตร.ม. (376.7 ตร.ฟุต) โดยมีรูรับแสง ที่มีประสิทธิภาพ เทียบเท่ากับกระจกเดี่ยวขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 6.42 เมตร (253 นิ้ว) ^{[ 45 ]}การคูณพื้นที่รับแสงด้วยขอบเขตการมองเห็นทำให้ได้ค่าétendueเท่ากับ 336 ตร.ม. ^⋅องศา^²ตัวเลขจริงจะลดลงเนื่องจากการลดแสง^{[ 46 ]}

กระจกหลักและกระจกสำรอง (M1 และ M3) ถูกสร้างขึ้นจากกระจกชิ้นเดียว คือ โมโนลิธ M1M3 การวางกระจกทั้งสองไว้ในตำแหน่งเดียวกันจะช่วยลดความยาวโดยรวมของกล้องโทรทรรศน์ ทำให้สามารถปรับทิศทางได้อย่างรวดเร็ว การทำจากกระจกชิ้นเดียวกันทำให้โครงสร้างแข็งแรงกว่าการใช้กระจกสองบานแยกกัน ส่งผลให้การตั้งศูนย์หลังจากเคลื่อนที่เร็วขึ้น^{[ 43 ]}

ระบบเลนส์ประกอบด้วยเลนส์แก้ไข 3 ตัวเพื่อลดความคลาดเคลื่อน เลนส์เหล่านี้และตัวกรองของกล้องโทรทรรศน์ถูกสร้างขึ้นในชุดประกอบกล้อง เลนส์ตัวแรกมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 1.55 เมตร ซึ่งเป็นเลนส์ที่ใหญ่ที่สุดเท่าที่เคยสร้างมา^{[ 47 ]}และเลนส์ตัวที่สามทำหน้าที่เป็นหน้าต่างสุญญากาศด้านหน้าระนาบโฟกัส^{[ 46 ]}

แตกต่างจากกล้องโทรทรรศน์หลายตัว^{[ 48 ]}รูบินไม่ได้พยายามชดเชยการกระจายตัวของบรรยากาศการแก้ไขดังกล่าวซึ่งต้องปรับองค์ประกอบเพิ่มเติมในระบบเลนส์ จะทำได้ยากในเวลา 5 วินาทีที่มีระหว่างการเล็งเป้าหมาย นอกจากนี้ยังเป็นความท้าทายทางเทคนิคเนื่องจากระยะโฟกัสสั้น ส่งผลให้แถบความยาวคลื่นที่สั้นกว่าที่อยู่ห่างจากจุดสูงสุดมีคุณภาพของภาพลดลง^{[ 49 ]}

การตรวจจับหน้าคลื่น

กล้องโทรทรรศน์ใช้ ระบบ ออปติกแบบแอคทีฟโดยมีเซ็นเซอร์คลื่นแสงที่มุมของกล้อง เพื่อรักษากระจกให้อยู่ในสภาพที่แม่นยำและอยู่ในโฟกัส ขอบเขตการมองเห็นกว้างเกินกว่าที่จะใช้ระบบออปติกแบบปรับได้เพื่อแก้ไขการมองเห็นของบรรยากาศ การตรวจจับเกิดขึ้นในสามขั้นตอน: ^{[ 50 ]}

เครื่องติดตามเลเซอร์ช่วยให้มั่นใจได้ว่าชิ้นส่วนต่างๆ อยู่ตรงกลางและใกล้เคียงกับตำแหน่งที่ต้องการ
การปรับแก้แบบวงเปิดจะถูกนำมาใช้เพื่อแก้ไขความคลาดเคลื่อนของกระจกภายใน ความหย่อนตัวของชิ้นส่วนที่เป็นฟังก์ชันของระดับความสูงและอุณหภูมิ และการเลือกตัวกรอง
การปรับโฟกัสและการวัดรูปทรงจะทำโดยเซ็นเซอร์ที่มุมของขอบเขตการมองเห็นเพื่อแก้ไขระบบเลนส์

รูปร่างและจุดโฟกัสที่แม่นยำของชุดกระจกจะถูกประเมินและแก้ไขโดยการเปรียบเทียบภาพบนชุด CCD ที่ตั้งใจให้เบลอ 4 ชุด (ชุดหนึ่งอยู่ด้านหน้าระนาบโฟกัสและอีกชุดอยู่ด้านหลัง ดูรูป) วิธีการแก้ไขวิธีหนึ่งดำเนินการในเชิงวิเคราะห์ โดยประมาณคำ อธิบาย พหุนาม Zernikeของรูปร่างปัจจุบันของกระจก และจากนั้นคำนวณชุดการแก้ไขเพื่อคืนค่ารูปร่างและจุดโฟกัส^{[ 51 ]}อีกวิธีหนึ่งซึ่งเร็วกว่ามาก ใช้การเรียนรู้ของเครื่องสำหรับงานนี้^{[ 52 ]}

กล้อง

กล้องดิจิทัลความละเอียด 3.2 กิกะพิกเซลใช้เวลาเปิดรับแสง 30 วินาที^{[ 4 ]}^{[ 1 ]}กล้องอยู่ที่จุดโฟกัสที่สาม ไม่ใช่จุดโฟกัสหลักเนื่องจากตั้งอยู่ที่ "จุดโฟกัสที่ถูกดักจับ" ด้านหน้ากระจกหลัก ปัญหาทางเทคนิคที่เกี่ยวข้องจึงคล้ายกับกล้องสำรวจแบบโฟกัสหลักทั่วไป การปรับทิศทางกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่เช่นนี้ (รวมถึงเวลาในการปรับตัว) ภายใน 5 วินาที ต้องใช้โครงสร้างที่สั้นและแข็งแรง ซึ่งหมายความว่าค่า f-number ต้องมีขนาดเล็ก จึงต้องใช้การโฟกัสที่แม่นยำ^{[ 53 ]}

การใช้การเปิดรับแสง 15 วินาทีสองครั้งเป็นการประนีประนอมเพื่อให้สามารถตรวจจับแหล่งกำเนิดที่จางและเคลื่อนที่ได้ การแนะนำให้ใช้การเปิดรับแสง 30 วินาทีเพียงครั้งเดียวจะช่วยลดภาระการอ่านค่าจากกล้องและการปรับตำแหน่งกล้องโทรทรรศน์ ทำให้สามารถถ่ายภาพได้ลึกขึ้น^{[ 54 ]} ในที่สุด รังสีคอสมิกที่กระทบกับ CCD ก็สามารถตรวจจับได้อย่างน่าเชื่อถือในภาพเดียวที่ใช้เวลา 30 วินาที^{[ 4 ]}^{[ 55 ]}

ระนาบโฟกัสของกล้องแบนราบและมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 64 ซม. การสร้างภาพหลักดำเนินการโดยโมเสกของตัวตรวจจับCCD 16 ล้าน พิกเซล จำนวน 189 ตัว ^[⁵⁶^]โดยจัดกลุ่มเป็นตาราง "แพ" ขนาด 5×5 แพตรงกลาง 21 แพประกอบด้วยเซ็นเซอร์รับภาพขนาด 3×3 ในขณะที่แพที่มุมทั้งสี่มีเซ็นเซอร์ 3 ตัวในแต่ละแพ สำหรับการนำทางและการควบคุมโฟกัส CCD ให้การสุ่มตัวอย่างที่ดีกว่า 0.2 อาร์คเซคอนด์ และถูกทำให้เย็นลงที่อุณหภูมิประมาณ −100 °C (173 K) เพื่อลดสัญญาณรบกวน^[⁵⁷^]

กล้องประกอบด้วยตัวกรองที่อยู่ระหว่างเลนส์ตัวที่สองและตัวที่สาม และกลไกการเปลี่ยนตัวกรองอัตโนมัติ แม้ว่ากล้องจะมีตัวกรองหกตัว ( ugrizy ) ที่ครอบคลุมช่วงความยาวคลื่น 330–1080 นาโนเมตร^{[ 58 ]}แต่ตำแหน่งของกล้องที่อยู่ระหว่างกระจกรองและกระจกสามจำกัดขนาดของตัวเปลี่ยนตัวกรอง สามารถเก็บตัวกรองได้ครั้งละห้าตัว ดังนั้นจึงต้องละเว้นตัวกรองหนึ่งในหกตัวในแต่ละคืน^{[ 59 ]}

การประมวลผลข้อมูลภาพ

เมื่อพิจารณาถึงการบำรุงรักษา สภาพอากาศเลวร้าย และเหตุการณ์ไม่คาดฝันอื่นๆ คาดว่ากล้องจะถ่ายภาพได้มากกว่า 200,000 ภาพ (1.28 เพตาไบต์เมื่อไม่บีบอัด) ต่อปี การจัดการและการวิเคราะห์ภาพอย่างมีประสิทธิภาพคาดว่าจะเป็นส่วนที่ยากที่สุดในเชิงเทคนิคของโครงการ^{[ 62 ]}^{[ 63 ]}คาดว่าจะต้องใช้หน่วยประมวลผล 250 เทราฟลอป และพื้นที่จัดเก็บข้อมูล 100 เพตาไบต์ เพื่อรองรับการไหลของข้อมูล^{[ 64 ]}

ภาพจะถูกประมวลผลตามช่วงเวลาที่แตกต่างกัน 3 แบบ คือแบบทันที (ภายใน 60 วินาที) แบบรายวันและแบบรายปี^{[ 65 ]}

ผลิตภัณฑ์แจ้งเตือน แบบทันทีคือการแจ้งเตือนที่ออกภายใน 60 วินาทีหลังจากการสังเกต เกี่ยวกับวัตถุที่มีการเปลี่ยนแปลงความสว่างหรือตำแหน่งเมื่อเทียบกับภาพที่เก็บถาวรของตำแหน่งท้องฟ้านั้น การถ่ายโอน การประมวลผล และการหาผลต่างของภาพขนาดใหญ่ดังกล่าวภายใน 60 วินาที (วิธีการก่อนหน้านี้ใช้เวลาหลายชั่วโมงกับภาพขนาดเล็กกว่า) ถือเป็นปัญหาทางวิศวกรรมซอฟต์แวร์ ที่สำคัญ ^{[ 66 ]}การประมวลผลนี้ดำเนินการที่สถานที่ลับของรัฐบาลสหรัฐฯ ในแคลิฟอร์เนีย เพื่อให้สามารถระบุเหตุการณ์ที่จะเปิดเผยทรัพย์สินลับได้ ข้อมูลจะถูกปกปิดชั่วคราวเป็นเวลาสามวัน ซึ่งในเวลานั้นข้อมูลจะมีความอ่อนไหวลดลง^{[ 67 ]}การแจ้งเตือนครั้งแรกถูกสร้างขึ้นในเดือนกุมภาพันธ์ 2026 ^{[ 68 ]}

จะมีการสร้างการแจ้งเตือนมากถึง 10 ล้านรายการต่อคืน การแจ้งเตือนแต่ละรายการประกอบด้วย: ^{[ 69 ]}^{: 22}

รหัสแจ้งเตือนและรหัสฐานข้อมูลที่ระบุการแจ้งเตือนแต่ละรายการได้อย่างเฉพาะเจาะจง
การวิเคราะห์ทางโฟโตเมตริก แอสโทรเมตริก และลักษณะรูปร่างของแหล่งกำเนิดที่ตรวจพบ
ภาพตัดขนาด 30x30 พิกเซล (โดยเฉลี่ย) จากภาพต้นแบบและภาพส่วนต่าง (ใน รูปแบบไฟล์ FITS )
ข้อมูลอนุกรมเวลา (สูงสุดหนึ่งปี) ของการตรวจพบแหล่งกำเนิดนี้ในครั้งก่อนๆ
สถิติสรุป ("คุณลักษณะ") ที่คำนวณสำหรับอนุกรมเวลา

ไม่มีระยะเวลาที่เป็นกรรมสิทธิ์ที่เกี่ยวข้องกับการแจ้งเตือน—การแจ้งเตือนเหล่านี้พร้อมใช้งานสำหรับสาธารณะทันที เนื่องจากเป้าหมายคือการส่งต่อเกือบทุกอย่างที่หอดูดาวรู้เกี่ยวกับเหตุการณ์ใด ๆ อย่างรวดเร็ว ทำให้สามารถจำแนกและตัดสินใจได้ เนื่องจากผู้สังเกตการณ์ส่วนใหญ่สนใจเพียงบางส่วนของเหตุการณ์ การแจ้งเตือนจึงถูกส่งไปยัง "ตัวกลางเหตุการณ์" ที่ส่งต่อการเลือกไปยังผู้ที่สนใจ หอดูดาวจะจัดหาตัวกลางแบบง่าย^{[ 69 ]}^{: 48}และส่งกระแสการแจ้งเตือนทั้งหมดไปยังตัวกลางเหตุการณ์ภายนอก^{[ 70 ]} Zwicky Transient Facilityทำหน้าที่เป็นต้นแบบของระบบ โดยสร้างการแจ้งเตือน 1 ล้านรายการต่อคืน^{[ 71 ]}

ผลิตภัณฑ์ รายวันซึ่งเผยแพร่ภายใน 24 ชั่วโมงหลังจากการสังเกต ประกอบด้วยภาพจากคืนนั้น และแคตตาล็อกแหล่งที่มาที่ได้มาจากภาพความแตกต่าง ซึ่งรวมถึงพารามิเตอร์วงโคจรสำหรับวัตถุในระบบสุริยะ ภาพจะพร้อมใช้งานในสองรูปแบบ ได้แก่Raw Snapsหรือข้อมูลโดยตรงจากกล้อง และSingle Visit Imagesซึ่งผ่านการประมวลผลแล้ว และรวมถึงการกำจัดสัญญาณเครื่องมือ (ISR) การประมาณค่าพื้นหลัง การตรวจจับแหล่งที่มา การแยกและการวัด การ ประมาณ ฟังก์ชันการกระจายจุดและการสอบเทียบทางดาราศาสตร์และทางโฟโตเมตริก^{[ 72 ]}

ผลิตภัณฑ์ข้อมูล ที่เผยแพร่ประจำปีจะพร้อมใช้งานปีละครั้ง โดยการประมวลผลชุดข้อมูลทางวิทยาศาสตร์ทั้งหมดที่มีอยู่จนถึงปัจจุบันอีกครั้ง ซึ่งประกอบด้วย:

ภาพที่ปรับเทียบแล้ว
การวัดตำแหน่ง การไหล และรูปร่าง
ข้อมูลความแปรปรวน
คำอธิบายเกี่ยวกับเส้นโค้งแสง
การประมวลผลข้อมูลผลิตภัณฑ์แบบทันทีโดยใช้การสร้างภาพความแตกต่างอย่างสม่ำเสมอ
แคตตาล็อกของวัตถุในระบบสุริยะประมาณ 6 ล้านชิ้น พร้อมวงโคจรของพวกมัน
แคตตาล็อกของวัตถุบนท้องฟ้าประมาณ 37 พันล้านรายการ (กาแล็กซี 20 พันล้านรายการและดาวฤกษ์ 17 พันล้านดวง) โดยแต่ละรายการมีคุณลักษณะมากกว่า 200 รายการ^{[ 64 ]}

การเผยแพร่ประจำปีจะคำนวณบางส่วนโดยศูนย์การประยุกต์ใช้ซูเปอร์คอมพิวเตอร์แห่งชาติและบางส่วนโดยIN2P3ในฝรั่งเศส^{[ 73 ]}

หอดูดาวสงวนพลังการประมวลผลและพื้นที่จัดเก็บข้อมูล 10% สำหรับ ผลิตภัณฑ์ข้อมูล ที่ผู้ใช้สร้างขึ้นผลิตภัณฑ์เหล่านี้สร้างขึ้นโดยอัลกอริทึมที่กำหนดเองเพื่อวัตถุประสงค์เฉพาะ โดยใช้อินเทอร์เฟซการเขียนโปรแกรมแอปพลิเคชัน (API) เพื่อเข้าถึงข้อมูลและจัดเก็บผลลัพธ์ ซึ่งช่วยหลีกเลี่ยงความจำเป็นในการถ่ายโอนข้อมูลจำนวนมากโดยอนุญาตให้ผู้ใช้ใช้พื้นที่จัดเก็บข้อมูลและพลังการประมวลผลของหอดูดาวโดยตรง นอกจากนี้ยังช่วยให้กลุ่มวิชาการสามารถกำหนดนโยบายการเผยแพร่ที่กำหนดเองได้^{[ 74 ]}

ซอฟต์แวร์ประมวลผลภาพเวอร์ชันแรกถูกใช้โดยเครื่องมือ Hyper Suprime-Cam ของกล้องโทรทรรศน์ Subaru ^{[ 75 ]}ซึ่งเป็นเครื่องมือสำรวจสนามกว้างที่มีความไวใกล้เคียงกับหอดูดาว แต่มีมุมมองเพียงหนึ่งในห้า: 1.8 ตารางองศา (เทียบกับ 9.6 สำหรับหอดูดาว) ซอฟต์แวร์ HelioLinc3D ได้รับการพัฒนาขึ้นโดยเฉพาะสำหรับหอดูดาว เพื่อตรวจจับวัตถุที่เคลื่อนที่^{[ 76 ]}

ไปป์ไลน์ซอฟต์แวร์ LSST มีให้บริการเป็นซอฟต์แวร์โอเพนซอร์สบนGitHub ^{[ 77 ]}^{[ 78 ]}

การเผยแพร่ข้อมูลในอนาคตประกอบด้วย Data Preview 2 (DP2) ซึ่งวางแผนไว้สำหรับเดือนกรกฎาคม-กันยายน 2026 และ Data Release 1 (DR1) ซึ่งวางแผนไว้สำหรับสองปีหลังจากเริ่มการสำรวจ^{[ 79 ]}

เป้าหมายทางวิทยาศาสตร์

หอดูดาวจะถ่ายภาพเกี่ยวกับ^{ครอบคลุมพื้นที่ 18,000 ตารางองศา}ของท้องฟ้า ทางใต้ด้วยตัวกรองหกตัวในการสำรวจหลัก โดยมีการเยี่ยมชมแต่ละจุดประมาณ 825 ครั้งในช่วง 10 ปีคาดว่าขีดจำกัดความสว่าง 5 σ ( SNRมากกว่า 5) จะอยู่ที่ r < 24.5 ในภาพเดี่ยว และr < 27.8 ในข้อมูลที่ซ้อนกันทั้งหมด^[⁸⁰^]

การสำรวจหลักใช้เวลาสังเกตการณ์ประมาณ 90% ส่วนที่เหลืออีก 10% สามารถใช้สำหรับการครอบคลุมที่ดียิ่งขึ้นสำหรับเป้าหมายและภูมิภาคเฉพาะ ซึ่งรวมถึงการสังเกตการณ์เชิงลึก ( r ~ 26) เวลาการกลับมาสำรวจที่สั้นลง (ประมาณหนึ่งนาที) การสังเกตการณ์ภูมิภาคพิเศษ เช่นระนาบสุริย วิถี ระนาบกาแล็กซีเมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่และขนาดเล็กและพื้นที่ที่ครอบคลุมโดยละเอียดโดยการสำรวจหลายความยาวคลื่น เช่นCOSMOS , Chandra Deep Field South [ ^{55 ] และ}การ สำรวจวิทยุ Deep Synoptic Array ที่กำลังจะมาถึง เมื่อรวมกันแล้ว โปรแกรมพิเศษเหล่านี้จะเพิ่มพื้นที่ทั้งหมดเป็นประมาณ25,000 องศา² . ^[¹^]

เป้าหมายทางวิทยาศาสตร์เฉพาะ ได้แก่: ^{[ 81 ]}

การศึกษาพลังงานมืดและสสารมืดโดยการวัดการเลนส์ความโน้มถ่วงแบบอ่อน การสั่นของเสียงแบริออนและการวัดแสงของซูเปอร์โนวา ประเภท Ia ทั้งหมดเป็นฟังก์ชันของเรดชิฟต์^{[ 55 ]}
การทำแผนที่วัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะโดยเฉพาะดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกและ วัตถุ ในแถบไคเปอร์^{[ 82 ]}คาดว่าหอดูดาวรูบินจะเพิ่มจำนวนวัตถุที่จัดทำเป็นแคตตาล็อกขึ้น 10-100 เท่า^{[ 83 ]}นอกจากนี้ยังจะค้นหาดาวเคราะห์ดวงที่เก้าตามสมมติฐานอีกด้วย^{[ 84 ]}^{[ 85 ]}^{[ 86 ]}
ตรวจจับปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ชั่วคราวเช่นโนวาซูเปอร์โนวาการระเบิดรังสีแกมมา ความแปรปรวนของควาซาร์และเลนส์ความโน้มถ่วงพร้อมทั้งแจ้งเตือนเหตุการณ์อย่างรวดเร็วเพื่ออำนวยความสะดวกในการติดตามผล
การทำแผนที่กาแล็กซีทางช้างเผือก

เนื่องจากมีมุมมองที่กว้างและความไวสูง หอดูดาวรูบินจึงคาดว่าจะเป็นหนึ่งในหอดูดาวที่มีศักยภาพดีที่สุดในการตรวจจับคู่ตรงข้ามทางแสงของเหตุการณ์คลื่นความโน้มถ่วงที่ตรวจพบโดยLIGOและหอดูดาวอื่นๆ^{[ 87 ]}

นาซาได้รับมอบหมายจากรัฐสภาสหรัฐฯ ให้ตรวจจับและจัดทำแคตตาล็อกวัตถุในวงโคจรใกล้โลกที่มีขนาด 140 เมตรขึ้นไป ร้อยละ 90 ภายในปี 2020 ^{[ 88 ]}คาดว่าหอดูดาวจะสามารถตรวจจับวัตถุดังกล่าวได้ร้อยละ 62 ^{[ 89 ]} และตามรายงานของ สถาบันวิทยาศาสตร์แห่งชาติสหรัฐอเมริกาการขยายระยะเวลาการสำรวจจากสิบปีเป็นสิบสองปีเป็นวิธีที่คุ้มค่าที่สุดในการทำงานให้เสร็จสิ้น^{[ 90 ]}

หอดูดาวมีโครงการการศึกษาและการเผยแพร่สู่สาธารณะ (EPO) ซึ่งให้บริการแก่ผู้ใช้หลัก 4 ประเภท ได้แก่ ประชาชนทั่วไป นักการศึกษา นักวิทยาศาสตร์พลเมือง และผู้พัฒนาเนื้อหาในสถานศึกษาด้านวิทยาศาสตร์นอกระบบ^{[ 91 ]}^{[ 92 ]}หอดูดาวจะร่วมมือกับZooniverseในโครงการวิทยาศาสตร์พลเมืองหลายโครงการ^{[ 93 ]}

การเปรียบเทียบกับผลสำรวจท้องฟ้าอื่นๆ

ภาพ แสดงพื้นที่ท้องฟ้าเดียวกันจากสามแหล่งสำรวจ รวมถึงวัตถุ NGC 4410 ในกระจุกดาวเวอร์โก้จากบนลงล่าง ภาพมาจากโครงการสำรวจท้องฟ้าดิจิทัลสโลน (Sloan Digital Sky Survey), โครงการแพน-สตาร์อาร์เอส (Pan-STARRS) และโครงการเฟิร์สลุคของหอดูดาวรูบิน (Rubin Observatory First Look) ตามลำดับ โดยมีค่าความสว่างจำกัดอยู่ที่ประมาณ 21, 22 และ 27 ตามลำดับ

มีการสำรวจท้องฟ้าด้วยแสงอื่นๆ อีกมากมายที่ได้ดำเนินการไปแล้ว บางส่วนยังคงดำเนินอยู่ และการสำรวจหลักๆ ได้ถูกระบุไว้ในที่นี้แล้ว เพื่อเป็นการเปรียบเทียบ คาดว่าค่า ความสว่าง ของรูบิน จะอยู่ที่r < 24.5 ในภาพเดี่ยว และr < 27.8 ในข้อมูลที่รวมกันทั้งหมด

ชุดแผ่นภาพฮาร์วาร์ด ( Harvard Plate Stacks)ถ่ายภาพท้องฟ้ายามค่ำคืนอย่างเป็นระบบตั้งแต่ทศวรรษ 1880 โดยดำเนินการจากหอดูดาวที่วิทยาลัย ฮาร์วาร์ ด (Harvard College Observatory)ก่อตั้งขึ้นในทวีปอเมริกาเหนือที่เมืองอาเรกีปาประเทศเปรู และเมืองบลูมฟอนเทนประเทศแอฟริกาใต้ ภาพเหล่านี้ถูกนำไปใช้ในการสร้าง แคตตาล็อก เฮนรี เดรเปอร์ (Henry Draper Catalogue ) รวมถึง "แผนที่ท้องฟ้าฮาร์วาร์ด" (Harvard Map of the Sky) ในปี 1917 ซึ่งตีพิมพ์ภาพแรกของจักรวาลที่มองเห็นได้บนแผ่นภาพ 74 แผ่น แผ่นภาพเหล่านี้ถูกสร้างขึ้นตลอดทศวรรษ 1980 และบันทึกภาพทุกพื้นที่ของท้องฟ้ายามค่ำคืนบนแผ่นภาพอย่างน้อย 500–1,000 แผ่น ตลอดระยะเวลาการสังเกตการณ์กว่าศตวรรษ^{[ 94 ]} นักดาราศาสตร์หญิงผู้บุกเบิกที่เรียกว่า Harvard Computersได้ทำการศึกษาแผ่นภาพเหล่านี้ แผ่นภาพเหล่านี้ถูกแปลงเป็นดิจิทัลใน โครงการ DASCHเพื่อเตรียมพร้อมสำหรับหอดูดาวรูบิน (Rubin Observatory) และเพิ่งเปิดให้ใช้งานผ่าน API ในฐานข้อมูลขนาด 1.2 เพตาไบต์ที่เรียกว่า StarGlass ^{[ 95 ]}
การสำรวจท้องฟ้าด้วยภาพถ่าย เช่นการสำรวจท้องฟ้าของหอดูดาวพาโลมาร์ของสมาคมเนชั่นแนลจีโอแกรฟิกและเวอร์ชันดิจิทัลการสำรวจท้องฟ้าแบบดิจิทัลเทคโนโลยีนี้ล้าสมัย มีความลึกน้อยกว่ามาก และโดยทั่วไปถ่ายจากสถานที่ที่มีทัศนวิสัยไม่ดีนัก คลังข้อมูลเหล่านี้ยังคงใช้งานได้ เนื่องจากมีช่วงเวลาที่ยาวนาน—มากกว่า 100 ปีในบางกรณี—และครอบคลุมท้องฟ้าทั้งหมด การสแกนแผ่นฟิล์มถึงขีดจำกัด R~18 และ B~19.5 ครอบคลุมท้องฟ้ามากกว่า 90% และมีความสว่างน้อยกว่าประมาณหนึ่งแมกนิจูดในท้องฟ้ามากกว่า 50% ^{[ 96 ]}
การทดลองเลนส์โน้มถ่วงเชิงแสง (OGLE) (ตั้งแต่ปี 1992) เป็นการสำรวจความแปรปรวนของส่วนนูนของกาแล็กซี จานกาแล็กซี และเมฆแมเจลแลน (ถ่ายภาพท้องฟ้าประมาณ 4,100 ตารางองศา) ด้วยกล้องโทรทรรศน์วอร์ซอขนาด 1.3 เมตร ซึ่งตั้งอยู่ที่หอดูดาวลาสแคมปานาสประเทศชิลี ประมาณ 95% ของการสังเกตการณ์อยู่ในย่าน I ในขณะที่ส่วนที่เหลืออยู่ในย่าน V โดยมีขีดจำกัดความสว่างดังต่อไปนี้: 21.5 และ 22.5 แมก ตามลำดับ ภายในสิ้นปี 2024 การสำรวจได้รวบรวมภาพถ่าย 1.2 ล้านภาพ (ข้อมูลอนุกรมเวลาประมาณ 500 TB) สำหรับดาวฤกษ์มากกว่า 2 พันล้านดวง^{[ 97 ]}
โครงการสำรวจท้องฟ้าดิจิทัลสโลน (SDSS) (พ.ศ. 2543–2552) สำรวจท้องฟ้าซีกโลกเหนือเป็นพื้นที่ 14,555 ตารางองศาด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาด 2.5 เมตร โครงการนี้ยังคงดำเนินต่อไปในรูปแบบการสำรวจสเปกโทรแกรม ค่าความสว่างสูงสุดที่วัดได้มีช่วงตั้งแต่ 20.5 ถึง 22.2 ขึ้นอยู่กับตัวกรอง^{[ 98 ]}
Pan-STARRS (ตั้งแต่ปี 2010) เป็นการสำรวจท้องฟ้าอย่างต่อเนื่องโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ Ritchey–Chrétien ขนาด 1.8 เมตรสองตัวที่มีมุมมองกว้าง ซึ่งตั้งอยู่ที่Haleakalaในฮาวายจนกระทั่งหอดูดาวเริ่มดำเนินการ กล้องโทรทรรศน์นี้ยังคงเป็นตัวตรวจจับวัตถุใกล้โลกที่ดีที่สุด พื้นที่ครอบคลุม 30,000 ตารางองศา เทียบได้กับพื้นที่ครอบคลุมของหอดูดาว ความลึกของภาพเดี่ยวในการสำรวจ PS1 อยู่ระหว่างแมกนิจูด 20.9–22.0 ขึ้นอยู่กับตัวกรอง^{[ 99 ]}
โครงการ สำรวจภาพมรดก DESI (ตั้งแต่ปี 2013) สำรวจพื้นที่ 14,000 ตารางองศาของท้องฟ้าทางเหนือและทางใต้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ Bok ขนาด 2.3 เมตร กล้องโทรทรรศน์ Mayallขนาด 4 เมตรและกล้องโทรทรรศน์ Víctor M. Blanco ขนาด 4 เมตร โครงการสำรวจมรดกนี้ใช้ประโยชน์จากโครงการสำรวจมรดก Mayall z-band โครงการสำรวจท้องฟ้าปักกิ่ง-แอริโซนา และโครงการสำรวจพลังงานมืดโครงการสำรวจมรดกนี้หลีกเลี่ยงทางช้างเผือกเพื่อมุ่งเน้นไปที่กาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไป^{[ 100 ]}พื้นที่ของ DES (5000 องศา² ) อยู่ภายในพื้นที่สำรวจของหอดูดาวทั้งหมด^{[ 101 ]}โดยทั่วไปแล้วการปรากฏของมันจะมีขนาด 23–24
ไกอา (Gaia)เป็นโครงการสำรวจท้องฟ้าทั้งหมดจากอวกาศ ตั้งแต่ปี 2014 ถึงเดือนมีนาคม 2025 โดยมีเป้าหมายหลักคือการวัดตำแหน่ง ดาวอย่างแม่นยำสูง ของดาวฤกษ์ ควอซาร์ กาแล็กซี และวัตถุในระบบสุริยะประมาณสองพันล้านดวง พื้นที่เก็บข้อมูลของไกอาคือ...^{พื้นที่} 0.7 ตารางเมตรไม่สามารถสังเกตวัตถุที่จางมากเท่ากับที่สามารถรวมอยู่ในแบบสำรวจอื่นๆ ได้ แต่ตำแหน่งของวัตถุแต่ละชิ้นที่สังเกตได้นั้นทราบด้วยความแม่นยำที่มากกว่ามาก แม้ว่าจะไม่ได้ทำการถ่ายภาพในความหมายดั้งเดิม แต่ก็สามารถตรวจจับวัตถุที่มีความสว่างถึงระดับ 21 ได้^{[ 102 ]}
ศูนย์สังเกตการณ์ปรากฏการณ์ชั่วคราวซวิกกี (ตั้งแต่ปี 2018) เป็นวิธีการสำรวจที่รวดเร็วและครอบคลุมพื้นที่กว้างคล้ายกัน เพื่อตรวจจับปรากฏการณ์ชั่วคราว กล้องโทรทรรศน์มีขอบเขตการมองเห็นที่กว้างกว่ามาก (47 องศา² ; 5 เท่าของสนาม) แต่มีช่องรับแสงที่เล็กกว่ามาก (1.22 ม.; 1/30 ของพื้นที่) กำลังถูกใช้เพื่อพัฒนาและทดสอบซอฟต์แวร์แจ้งเตือนอัตโนมัติของหอดูดาว โดยทั่วไปแล้วการเปิดรับแสงจะถึงระดับความสว่าง 20–21 ^{[ 103 ]}
กล้องโทรทัศน์ตรวจการณ์อวกาศ (ตั้งแต่ปี 2011) เป็นกล้องโทรทัศน์สำรวจมุมกว้างความเร็วสูงที่คล้ายกัน ซึ่งใช้เป็นหลักสำหรับการใช้งานทางทหาร โดยมีการใช้งานทางพลเรือนรองลงมา ได้แก่การตรวจจับและจัดทำ แคตตาล็อก เศษซากอวกาศและ วัตถุ ใกล้โลก^{[ 104 ]}

การก่อสร้าง

สถานที่ตั้ง Cerro Pachón ได้รับการคัดเลือกในเดือนพฤษภาคม พ.ศ. 2549 โดยเอาชนะสถานที่ตั้ง ทางเลือก Sierra de San Pedro Mártir ^{[ 105 ]}ปัจจัยหลักคือความถี่ของคืนที่ท้องฟ้าแจ่มใส รูปแบบสภาพอากาศ และคุณภาพของภาพที่เอื้ออำนวยโดยบรรยากาศในท้องถิ่น (การมองเห็น) นอกจากนี้ สถานที่ตั้งจะต้องมีโครงสร้างพื้นฐานของหอดูดาวที่มีอยู่แล้ว เพื่อลดต้นทุนการก่อสร้าง และสามารถเข้าถึงการเชื่อมต่อใยแก้วนำแสง เพื่อรองรับการไหลของข้อมูล^{[ 106 ]}

ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2563 งานเกี่ยวกับสิ่งอำนวยความสะดวกบนยอดเขาและกล้องหลักที่ SLAC ถูกระงับเนื่องจากการระบาดใหญ่แม้ว่างานด้านซอฟต์แวร์จะยังคงดำเนินต่อไป^{[ 107 ]}ในช่วงเวลานี้ กล้องทดสอบการใช้งานได้มาถึงสิ่งอำนวยความสะดวกที่ฐานและได้รับการทดสอบ กล้องถูกย้ายไปยังยอดเขาและติดตั้งในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2565 ^{[ 108 ]}

กระจก

กระจกหลัก ซึ่งเป็นองค์ประกอบที่สำคัญที่สุดและใช้เวลานานที่สุด ถูกสร้างขึ้นในช่วงระยะเวลาเจ็ดปีโดยห้องปฏิบัติการกระจก ของ หอดูดาวสจ๊วตแห่งมหาวิทยาลัยแอริโซนา^[¹⁰⁹^]การสร้างแม่พิมพ์เริ่มขึ้นในเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2550 ^[¹¹⁰^]การหล่อกระจกเริ่มขึ้นในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2551 ^[¹¹¹^]และกระจกเปล่าถูกประกาศว่า "สมบูรณ์แบบ" ในช่วงต้นเดือนกันยายน พ.ศ. 2551 ^[¹¹²^]

การขัดเงากระจกหลัก/กระจกสามเสร็จสมบูรณ์ในปี 2015 และได้รับการยอมรับอย่างเป็นทางการเมื่อวันที่ 13 กุมภาพันธ์ 2015 ^{[ 113 ]}^{[ 114 ]}จากนั้นจึงนำไปใส่ในกล่องขนส่งกระจก^{[ 115 ]}ในเดือนตุลาคม 2018 กระจกถูกย้ายกลับไปยังห้องปฏิบัติการกระจกและประกอบเข้ากับโครงรองรับกระจก^{[ 116 ]}ผ่านการทดสอบเพิ่มเติมในเดือนมกราคม/กุมภาพันธ์ 2019 ในเดือนมีนาคม 2019 กระจกถูกขนส่งทางรถบรรทุกไปยังเมืองฮิวสตัน รัฐเท็กซัส^{[ 117 ]}เดินทางโดยเรือไปยังประเทศชิลี^{[ 118 ]}และมาถึงยอดเขาในเดือนพฤษภาคม^{[ 119 ]}ในเดือนเมษายน 2024 กระจกถูกประกอบเข้ากับโครงรองรับกระจกอีกครั้งและเคลือบผิว^{[ 120 ]}

ห้องเคลือบซึ่งใช้สำหรับเคลือบกระจกเมื่อมาถึงนั้น มาถึงยอดเขาในเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2561 ^{[ 116 ]}

กระจกสะท้อนแสงรองผลิตโดยCorningจากกระจกที่มีการขยายตัวต่ำมากและขัดหยาบจนได้รูปทรงที่ต้องการภายใน 40 μm ^{[ 121 ]}ในเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2552 ชิ้นงานเปล่าถูกส่งไปยังมหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ด^{[ 122} ] ^{เพื่อรอ}เงินทุนในการผลิตให้เสร็จสมบูรณ์ ในวันที่ 21 ตุลาคม พ.ศ. 2557 ชิ้นงานถูกส่งไปยังExelis (ปัจจุบันเป็นบริษัทในเครือของHarris Corporation ) เพื่อทำการขัดละเอียด^{[ 123 ]}กระจกสะท้อนแสงที่เสร็จสมบูรณ์ถูกส่งไปยังชิลีในวันที่ 7 ธันวาคม พ.ศ. 2561 ^{[ 116 ]}และเคลือบผิวในเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2562 ^{[ 124 ]}

อาคาร

การขุดค้นพื้นที่เริ่มขึ้นอย่างจริงจังในวันที่ 8 มีนาคม พ.ศ. 2554 ^{[ 125 ]}^{[ 126 ]}

ในปี 2558 พบหินแตกและดินเหนียวจำนวนมากใต้พื้นที่ก่อสร้างอาคารรองรับ ส่งผลให้การก่อสร้างล่าช้าไปหกสัปดาห์ แต่ไม่ได้ส่งผลกระทบต่อตัวกล้องโทรทรรศน์หรือโดมแต่อย่างใด^{[ 127 ]}^{[ 128 ]}

อาคารได้รับการประกาศว่าสร้างเสร็จสมบูรณ์ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2561 ^{[ 129 ]}โดมที่ยังสร้างไม่เสร็จในขณะนั้นหมุนด้วยพลังงานของตัวเองเป็นครั้งแรกในเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2562 ^{[ 130 ]}

ชุดฐานยึดกล้องโทรทรรศน์

ฐานตั้งกล้องโทรทรรศน์และแท่นที่รองรับกล้องโทรทรรศน์นั้นเองก็เป็นโครงการทางวิศวกรรมขนาดใหญ่ ความท้าทายทางเทคนิคหลักคือกล้องโทรทรรศน์ต้องสามารถหมุนได้อย่างแม่นยำ3.5°ไปยังสนามที่อยู่ติดกันและตั้งฉากภายในสี่วินาที อนุญาตให้มีเวลาห้าวินาทีระหว่างการเปิดรับแสง แต่หนึ่งวินาทีสงวนไว้สำหรับการปรับแนวกระจกและเครื่องมือ ทำให้เหลือเวลาสี่วินาทีในการเคลื่อนโครงสร้าง^{[ 131 ]}^{: 10}สิ่งนี้ต้องการฐานที่แข็งแรงและแท่นยึดกล้องโทรทรรศน์ที่มีความเร็วในการหมุนและการเร่งความเร็วสูง (10°/วินาที และ 10°/วินาที^²ตามลำดับ^{[ 132 ]} ) การออกแบบพื้นฐานเป็นแบบดั้งเดิม: แท่นยึดความสูงเหนือมุมราบที่ทำจากเหล็ก มีแบริ่งไฮโดรสแตติกบนแกนทั้งสอง ติดตั้งบนฐานที่แยกออกจากฐานรากของโดม ฐานของหอดูดาวมีขนาดใหญ่ผิดปกติ (เส้นผ่านศูนย์กลาง 16 เมตร) แข็งแรง (ผนังหนา 1.25 เมตร) และติดตั้งโดยตรงกับหินฐานดั้งเดิม^{[ 131 ]}ซึ่งได้มีการระมัดระวังในระหว่างการขุดพื้นที่เพื่อหลีกเลี่ยงการใช้วัตถุระเบิดที่จะทำให้แตก^{[ 128 ]}^{: 11–12}คุณสมบัติการออกแบบที่ผิดปกติอื่นๆ ได้แก่มอเตอร์เชิงเส้นบนแกนหลักและพื้นแบบฝังบนฐานยึด ซึ่งช่วยให้กล้องโทรทรรศน์ยื่นออกไปต่ำกว่าแบริ่งอะซิมุธเล็กน้อย ทำให้จุดศูนย์ถ่วงต่ำลง

สัญญาสำหรับการประกอบได้รับการลงนามในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2557 ^{[ 133 ]}ผ่านการทดสอบการยอมรับในปี พ.ศ. 2561 ^{[ 116 ]}และมาถึงสถานที่ในเดือนกันยายน พ.ศ. 2562 ^{[ 134 ]}ภายในเดือนเมษายน พ.ศ. 2566 แท่นยึดได้รับการประกาศว่า "เสร็จสมบูรณ์โดยพื้นฐาน" และส่งมอบให้กับหอดูดาว^{[ 135 ]}

กล้อง

ในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2558 โครงการกล้อง LSST ซึ่งได้รับทุนสนับสนุนแยกต่างหากจากกระทรวงพลังงานของสหรัฐอเมริกา (DoE) ได้ผ่านการตรวจสอบการออกแบบ "การตัดสินใจที่สำคัญ 3" [ ^{136 ] ใน}วันที่ 31 สิงหาคม การก่อสร้างได้เริ่มต้นขึ้นที่SLAC ^{[ 137 ]}ภายในเดือนกันยายน พ.ศ. 2561 เครื่องทำความเย็นเสร็จสมบูรณ์ เลนส์ได้รับการเจียร และแพ CCD จำนวน 12 จาก 21 แพได้ถูกส่งมาแล้ว^{[ 138 ]}ณ เดือนกันยายน พ.ศ. 2563 ระนาบโฟกัสทั้งหมดอยู่ระหว่างการทดสอบ^{[ 61 ]}ภายในเดือนตุลาคม พ.ศ. 2564 ตัวกรองตัวสุดท้ายจากทั้งหมดหกตัวเสร็จสมบูรณ์และถูกส่งมาแล้ว^{[ 139 ]}ภายในเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2564 กล้องทั้งหมดได้รับการทำให้เย็นลงจนถึงอุณหภูมิการทำงานที่ต้องการ ทำให้สามารถทำการทดสอบขั้นสุดท้ายได้^{[ 140 ]}

ภาพจำลองกล้องของหอดูดาวรูบิน
ภาพวาดตัดขวางแสดงโครงสร้างกล้องของหอดูดาวรูบิน โดยใช้รหัสสี
ภาพแสดงส่วนประกอบทางแสงของกล้องโทรทัศน์หอดูดาวรูบินแบบแยกชิ้นส่วน
การติดตั้งกล้องทดสอบระบบหอดูดาวเวรา ซี. รูบิน

ก่อนการติดตั้งกล้องขั้นสุดท้าย จะมีการใช้กล้องรุ่นที่เล็กกว่าและเรียบง่ายกว่า (กล้องทดสอบระบบ หรือ ComCam) "เพื่อดำเนินการปรับแนวกล้องโทรทัศน์และทดสอบระบบในระยะเริ่มต้น ทำการทดสอบแสงครั้งแรกทางวิศวกรรม และอาจสร้างข้อมูลทางวิทยาศาสตร์ที่ใช้งานได้ในระยะเริ่มต้น" ^{[ 141 ]}^{[ 142 ]}

มีรายงานว่ากล้องเสร็จสมบูรณ์ในช่วงต้นปี 2024 ^{[ 143 ]}กล้องมาถึงหอดูดาวในเดือนพฤษภาคม 2024 ^{[ 144 ]}และติดตั้งในเดือนมีนาคม 2025 ^{[ 145 ]}

การขนส่งและการปกปิดข้อมูล

ข้อมูลจะต้องถูกขนส่งจากกล้องที่ยอดเขาไปยังสิ่งอำนวยความสะดวกฐาน และจากนั้นไปยังศูนย์ข้อมูลสหรัฐอเมริกาของหอดูดาวรูบิน (USDF) ที่ SLAC ^{[ 146 ]}^{[ 147 ]}ข้อมูลจะถูกส่งผ่านเครือข่ายเข้ารหัสเฉพาะมูลค่า 5 ล้านดอลลาร์ไปยัง ศูนย์ ข่าวกรองของสหรัฐอเมริกาในแคลิฟอร์เนีย ระบบอัตโนมัติจะตรวจจับเหตุการณ์ กรองเหตุการณ์ที่มีวัตถุที่ละเอียดอ่อน และเผยแพร่ภาพที่ครอบคลุมเหตุการณ์ที่เหลือให้กับชุมชนวิทยาศาสตร์หลังจากหนึ่งนาที ภาพที่สมบูรณ์จะถูกเผยแพร่ 80 ชั่วโมงต่อมา หลังจากวงโคจรของดาวเทียมเปลี่ยนแปลง เพื่อหลีกเลี่ยงการแก้ไขถาวรที่ทำกับภาพจากการสำรวจ Pan-STARRS ^{[ 67 ]}^{[ 148 ]}

การถ่ายโอนนี้ต้องมีความเร็ว 100 Gbit/s ขึ้นไปและเชื่อถือได้ เนื่องจาก USDF เป็นสถานที่ที่ข้อมูลจะถูกประมวลผลเป็นผลิตภัณฑ์ข้อมูลทางวิทยาศาสตร์ รวมถึงการแจ้งเตือนแบบเรียลไทม์เกี่ยวกับเหตุการณ์ชั่วคราว การถ่ายโอนนี้ใช้สายเคเบิลใยแก้วนำแสงหลายเส้นเพื่อไปยังซานติอาโกประเทศชิลี จากนั้นผ่านเส้นทางสำรองไปยังไมอามี รัฐฟลอริดา ซึ่งเชื่อมต่อกับท่อความเร็วสูงที่มีอยู่ ลิงก์เหล่านี้ถูกเปิดใช้งานในเดือนมีนาคม 2018 โดยกลุ่มพันธมิตร AmLight ^{[ 149 ]}

เนื่องจากข้อมูลข้ามพรมแดนระหว่างประเทศ จึงมีหลายกลุ่มที่เกี่ยวข้อง ได้แก่สมาคมมหาวิทยาลัยเพื่อการวิจัยทางดาราศาสตร์ (AURA, ชิลี และสหรัฐอเมริกา), REUNA ^{[ 150 ]} (ชิลี), มหาวิทยาลัยนานาชาติฟลอริดา (สหรัฐอเมริกา), AmLightExP ^{[ 149 ]} (สหรัฐอเมริกา), RNP ^{[ 151 ]} (บราซิล) และ USDF (สหรัฐอเมริกา) ซึ่งทั้งหมดนี้มีส่วนร่วมในทีมวิศวกรรมเครือข่ายหอดูดาวรูบิน (NET) ความร่วมมือนี้ออกแบบและส่งมอบประสิทธิภาพเครือข่ายแบบครบวงจรในโดเมนเครือข่ายและผู้ให้บริการต่างๆ

กลุ่มดาวเทียม

ในระหว่างการถ่ายภาพแบบเปิดรับแสงนาน ดาวเทียมอาจเคลื่อนผ่านขอบเขตการมองเห็น ทำให้เกิดเส้นริ้วบนภาพ แม้ว่าจะสามารถสร้างแบบจำลองและลบเส้นริ้วได้ แต่สัญญาณรบกวนปัวซอง ที่เหลืออยู่ จะลดอัตราส่วนสัญญาณต่อสัญญาณรบกวนของพิกเซลที่แก้ไขแล้วมากเกินไปจนไม่มีคุณค่าทางวิทยาศาสตร์ ปัญหานี้กลายเป็นประเด็นสำคัญเมื่อขบวนดาวเทียมเคลื่อนผ่านภาพที่ถ่ายโดยหอดูดาวเซร์โรโตโลโลอินเตอร์อเมริกัน (CTIO) ^{[ 152 ]}^{[ 153 ]}

Starlinkได้ปล่อยดาวเทียม 7,000 ดวงขึ้นสู่วงโคจรต่ำของโลก (LEO) โดยมีแผนที่จะขยายเป็น 12,000 ดวง และจากนั้นเป็น 34,400 ดวง^{[ 154 ]}แม้ว่ากลุ่มดาวเทียม Starlink จะไม่ถึงขนาดที่วางแผนไว้ แต่กลุ่มดาวเทียม LEO ของ Project KuiperและOneWebก็ทำให้เกิดความกังวลเกี่ยวกับผลกระทบของดาวเทียมต่อภาพถ่ายทางดาราศาสตร์^[¹⁵⁵^]มีการประมาณการว่า 30–40% ของภาพที่ถ่ายในช่วงเช้าและดึกอาจได้รับผลกระทบ^[¹⁵⁶^]ซึ่งจะส่งผลกระทบต่อภารกิจทางวิทยาศาสตร์ เช่น การสังเกตวัตถุใกล้โลกวัตถุเหล่านี้ต้องได้รับการสังเกตในช่วงเวลาเดียวกันกับดาวเทียม เนื่องจากทั้งสองอย่างต้องการแสงจากดวงอาทิตย์ในช่วงพลบค่ำก่อนที่จะถูกบดบังด้วยเงาของโลก^[¹⁵⁷^]

หอดูดาวได้จำลองการเปลี่ยนแปลงกลยุทธ์การสังเกตการณ์เพื่อหลีกเลี่ยงเส้นแสงจากดาวเทียม พวกเขาพบว่าวิธีนี้จะเพิ่มเวลาในการหมุนกล้อง ซึ่งจะทำให้เสียเวลาสังเกตการณ์ไปประมาณ 10% เพื่อลดจำนวนเส้นแสงจากดาวเทียมลงครึ่งหนึ่ง^{[ 158 ]}การศึกษาต่างๆ รายงานว่าแม้ในกลุ่มดาวเทียมขนาดใหญ่มาก (30,000 ดวง) ภาพถ่ายทางวิทยาศาสตร์ทั้งหมด 8% จะมีเส้นแสงจากดาวเทียม ซึ่งทำให้สูญเสียพิกเซลทางวิทยาศาสตร์ไปประมาณ 0.04% ^{[ 159 ]}

แกลเลอรี่

ข้อสังเกต

วิดีโอเริ่มต้นด้วยกาแล็กซี 2 แห่งและซูมออกเพื่อเผยให้เห็นกาแล็กซีประมาณ 10 ล้านแห่ง โดยรวมภาพมากกว่า 1,100 ภาพ (0 นาที 58 วินาที) ^{[ 160 ]}
เนบิวลาไตรฟิด (ด้านบน) และเนบิวลาลากูนในวิดีโอที่รวมภาพ 678 ภาพ (1 นาที) ^{[ 161 ]}
ส่วนเล็ก ๆ ของกลุ่มดาวราศีกันย์
NGC 4261คือกาแล็กซีรูปทรงรีขนาดใหญ่ที่อยู่ด้านบนของภาพ
ตัวอย่าง 4 วัตถุที่พบในเนบิวลาไทรฟิดและเนบิวลาลากูน
ภาพกาแล็กซีเกลียวNGC 4411B (ซ้าย) และNGC 4411 (ขวา) จากหนังสือ "หีบสมบัติแห่งจักรวาล"
NGC 4326
NGC 4410