LSST

TÉLESCOPE VERA-C RUBIN

• L'Observatoire Vera-C.-Rubin anciennement nommé Large Synoptic Survey Telescope (LSST), est un télescope optique américain de grande taille en cours de construction à une centaine de kilomètres de La Serena, au nord du Chili, et caractérisé par un champ d’observation très large (3,5 degrés de côté, soit 40 fois la surface apparente de la Lune). Les caractéristiques de ce télescope de relevé astronomique lui permettent de photographier l'ensemble du ciel austral (18 000 degrés carrés) en un peu plus de trois jours, avec une sensibilité lui permettant de fournir des images d'objets dont la magnitude apparente est inférieure ou égale à 24. Sa résolution spatiale est de 0,2 seconde d’arc. Le mode d'observation est optimisé pour détecter les phénomènes transitoires (variation de luminosité ou changement de position). Au cours des 10 années d'observation programmées, le LSST doit photographier 825 fois l'ensemble du ciel austral, ce qui permettra, en fusionnant les différentes images, d'atteindre une magnitude apparente de 27.

• Sur le plan technique, le LSST, qui est installé au sommet du Cerro Pachon (altitude de 2 680 mètres) au Chili, est de type Paul Baker, qui présente la particularité d'utiliser trois miroirs courbés asphériques permettant la réduction des trois types d’aberration optique. Son miroir primaire a un diamètre de 8,4 mètres tandis que le miroir secondaire est large de 3,42 mètres. Il dispose d'un instrument unique logé au cœur de l'ensemble optique : celui-ci est une caméra dotée d'un capteur de 3,2 milliards de pixels sensible à une plage de longueurs d'onde allant du proche ultraviolet au proche infrarouge, passant donc par le visible (0,1 à 1 micromètre).
• Le projet a été lancé en 2003 à l'initiative de l’université de l’Arizona, mais la construction sur le site n'a débuté qu'en avril 2015. Ce télescope de relevé, bien qu'identifié comme objectif prioritaire par les rapports académiques américains, a eu des difficultés pour trouver son financement. Sa première lumière est prévue en octobre 2022 et il deviendra pleinement opérationnel à partir de 2023.

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Un télescope anastigmatique à trois miroirs (type Paul Baker) est un télescope anastigmatique construit avec trois miroirs courbes, permettant de minimiser les trois principales aberrations optiques – l’aberration sphérique, la coma et l’astigmatisme. Cette conception est principalement utilisée pour obtenir de larges champs de vue, beaucoup plus importants qu'avec des télescopes ayant seulement une ou deux surfaces courbes.

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L'astigmatisme est une aberration géométrique qui concerne les points objets éloignés de l’axe. Pour un faisceau, même étroit, issu d’un de ces points et traversant un système optique à symétrie de révolution parfaite, cet écart aux conditions de Gauss (rayons lumineux très inclinés par rapport à l'axe) se traduit par un défaut de stigmatisme : au lieu d'un unique point image, on obtient deux zones de convergence rectilignes et perpendiculaires entre elles.

La Coma est une aberration optique sphérique asymétrique des faisceaux obliques. Elle se produit en raison de l'imperfection de la lentille optique ou d'autres composants, par exemple dans un télescope, qui se traduit par une déformation avec queue semblable à celle d'une comète.

L'astigmatisme

La Coma

• La conception du télescope LSST dérive du projet de télescope Dark Matter proposé en 2000.
• Les capacités du LSST doivent permettre de remplir des objectifs scientifiques importants portant sur l'ensemble des domaines de l’astronomie et de l’astrophysique en allant de l'étude du système solaire à la cosmologie.
• Le LSST doit en effet permettre de détecter des objets caractérisés par leur variabilité :
• Détecter et tracer 10 000 objets dans la ceinture de Kuiper, partie du Système solaire largement inexplorée bien que fondamentale sur le plan scientifique.
• Localiser les objets géocroiseurs, d'un diamètre supérieur à 300 mètres, susceptibles de constituer une menace pour la Terre.
• Découvrir et surveiller de nombreux objets variables comme les supernovae, les galaxies actives et les étoiles produisant une microlentille gravitationnelle.
• Réaliser des images de l'espace profond sur plusieurs centaines de degrés carrés pour étudier la distribution de la matière noire autour des lentille gravitationnelle faibles.

• La monture azimutale supportant le télescope est conçue de manière à être compacte et à remplir les conditions d'utilisation particulière du LSST : le pointage du télescope doit pouvoir être modifié de 3,5° en moins de 4 secondes pour permettre d'enchainer les prises d'image du ciel. Les moteurs électriques utilisés pour faire pivoter le télescope utilisent l'énergie stockée dans 360 condensateurs pour fournir le mégawatt nécessaire pour déplacer le télescope (monture, optique et caméra) d'une masse totale de 350 tonnes.
• L'architecture retenue permet d'obtenir un ensemble extrêmement compact : la hauteur totale de la partie optique, mesurée par la distance entre le sommet du miroir secondaire et celui du miroir tertiaire, est de 6,4 mètres. Le LSST permet de réaliser des images d'une portion du ciel de 9,62 degrés carrés. Le miroir primaire M1 mesure 8,4 m de diamètre. Il réfléchit la lumière vers le miroir secondaire M2 convexe de 3,4 m de diamètre qui est le plus grand miroir convexe jamais construit. Enfin, ce dernier réfléchit la lumière vers le miroir tertiaire M3 de 5 m de diamètre, qui présente la particularité d'être au centre de M1. Le rayonnement lumineux pénètre ensuite dans la caméra située entre les miroirs M3 et M2, qui dispose de trois lentilles (dans l'ordre L1, L2 et L3) chargées de corriger les aberrations. L1 a un diamètre de 1,55 m tandis que L3 a un diamètre de 0,69 m. Le rayonnement lumineux arrive sur le capteur d'un diamètre de 64 cm placé sur un plan focal plat. Compte tenu des caractéristiques de la partie optique, 63 % de la lumière collectée arrive au capteur pour le champ de vue de 1,4° et 57 % sur l'ensemble du champ de vue (3,5°).

Schéma en coupe du télescope présentant ses installations consacrées à la maintenance, en contrebas du dôme, et entre les deux le monte-charge dimensionné pour accueillir le miroir primaire.

Schéma de la partie optique : à gauche schéma représentant les trois miroirs M1, M2 et M3 ; à droite schéma des trois lentilles L1, L2 et L3 de la caméra.

• Le LSST ne dispose pas d'un système d’optique adaptative corrigeant les perturbations atmosphériques. Seule la solution d'un système d’optique active a été retenue permettant de corriger les aberrations provoquées par la gravité terrestre ainsi que les variations locales de température.
• En astronomie, l'optique active désigne la technique qui consiste à corriger les déformations d'un miroir réflecteur, comme par exemple celles dues à son propre poids suivant son inclinaison, afin d'optimiser sa qualité d'image (mise au foyer), et corriger les différentes aberrations optiques (comme la coma, l’astigmatisme, etc…)

Les blocs de verre sont placés sur la forme du miroir M1 avant les opérations de fusion.

Miroir M2 et son barillet.

https://youtu.be/BVHZwfp3yjM

L'optique adaptative

• L'unique instrument située à l'extrémité de l'optique est une caméra d'une taille et d'une résolution exceptionnelle. Elle est conçue pour fournir en une seule prise une image d'une portion du ciel d'un diamètre de 3,5° (40 fois la taille de la Lune) avec une résolution spatiale de 0,2 seconde d'arc. Le capteur numérique d'un diamètre de 64 centimètres est constitué de 3,2 milliards de pixels de 10 microns de côté obtenus en juxtaposant 189 capteurs CCD au silicium de 16 mégapixels chacun. Le capteur est sensible à une plage de longueurs d'onde qui va du proche ultraviolet au proche infrarouge en passant par le visible .Pour obtenir les performances attendues, le capteur est refroidi par de l’azote qui est maintenu à une température de -100 °C. La caméra comporte trois lentilles en verre de silice (L1, L2, L3) qui sont chargées de supprimer les aberrations. L3 sert de barrière étanche à l'azote qui refroidit le capteur. Entre L3 et le capteur on trouve le filtre (75 centimètres de diamètre) qui permet de sélectionner une portion du spectre lumineux. Un carrousel comportant 5 filtres permet de le remplacer en quelques minutes. Un sixième filtre peut être placé manuellement. L’obturateur à lames placé après le filtre est conçu pour que chaque pixel soit éclairé durant la même durée. La caméra a une masse de 2,8 tonnes, un diamètre de 1,69 mètre et est longue de 3 mètres.

https://youtu.be/4UzwQYi9mx8

Le LSST : UN TELESCOPE NOUVELLE GENERATION - LARGE SYNOPTIC SURVEY TELESCOPE

Pendant une période de 10 ans, le LSST balayera la totalité du ciel plusieurs fois par semaine pour réaliser un relevé de l’Univers en 3D, avec les changements et mouvements survenus au cours du temps, créant ainsi une sorte d’accéléré. Il devrait nous aider à comprendre l’énergie noire, nous offrir un aperçu des faits cosmiques les plus éloignés et guetter les astéroïdes plus près de la Terre.

Le LSST est conçu pour remplir de nombreux objectifs qui peuvent être rangés dans quatre catégories : réalisation d'un

• inventaire des objets célestes présents dans le système solaire
• cartographie de la Voie lactée
• étude des phénomènes transitoires dans le domaine optique
• recherches sur la matière noire et l’énergie sombre.

Inventaire des objets du Système solaire

Les petits corps présents dans le Système solaire (astéroïdes, objets de la ceinture de Kuiper, comètes, ...) fournissent des indices uniques sur les débuts du Système solaire. Les caractéristiques de leur orbite, leur taille et la distribution de leur couleur constituent autant d'éléments sur l'histoire de leur accrétion ainsi que des collisions et des perturbations subies par des planètes existantes ou disparues. Les objets éloignés du Soleil situés dans la ceinture de Kuiper n'ont jamais entamé le processus de croissance. L'analyse de leur distribution est un élément clé pour tester les différentes théories de la formation et de l'évolution du Système solaire. Le LSST doit permettre d'effectuer des avancées spectaculaires dans les études du Système solaire en découvrant plusieurs millions d'objets et en fournissant à la fois leur orbite, leur courbe de lumière et leur couleur. La majeure partie d'entre eux sont des astéroïdes de la ceinture principale. Les découvertes effectuées par LSST devrait augmenter d'un facteur compris entre 10 et 100 le nombre d'objets dont l'orbite, la couleur et la variabilité sont documentés.

Structure de la Voie lactée

• Le LSST sera utilisé pour reconstituer l'histoire de la structure et des accrétions qui sont à l'origine de la Voie lactée. Les relevés astronomiques effectués dans le cadre des expériences 2MASS et SDSS ont démontré que le halo galactique de la Voie lactée résulte de l'accrétion et de la cannibalisation de galaxies satellites. Pour déterminer de manière plus précise cette histoire de la formation de la galaxie, il est nécessaire de réaliser des mesures photométriques sur de larges portions du ciel avec une sensibilité étendue, de déterminer la parallaxe, les mouvements propres et les spectres. Le LSST doit permettre l'étude de la distribution de nombreuses étoiles de la séquence principale situées dans le halo galactique, déterminer leur métallicité et leur cinématique et réaliser des mesures directes de distance pour certaines d'entre elles. Le LSST doit également fournir les principales caractéristiques de toutes les étoiles situées dans un rayon de 300 parsecs autour du Soleil.

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• 2MASS, (2001) est un grand relevé réalisé par l’université du Massachusets, en collaboration avec le JPL, la National Science Foundation et la NASA. Il a été entamé en 1997 et terminé en 2001, à l'aide de deux télescopes automatisés de 1,3 mètre de diamètre.
• Le SDSS, (2000) est un programme de relevé des objets célestes utilisant un télescope optique dédié de 2,5 mètres de diamètre situé à l’observatoire d’Apache Point (USA).
• En astronomie, on appelle mouvement propre le mouvement apparent des étoiles sur la sphère céleste vue de la Terre.
• Les spectres, permet de classer les étoiles et la classification spectrale des astéroïdes.

2MASS

Objets transitoires et variables dans le domaine optique

Le LSST, grâce à ses prises de vue du ciel entier répétées à intervalles rapprochés et sa bonne sensibilité est un outil particulièrement adapté à la découverte des phénomènes transitoires (objets invisibles devenant brusquement visibles : supernovae, sursaut gamma, etc.) et des objets variables (visible en permanence mais avec une variation de la luminosité). Il devrait permettre de découvrir des objets rares et exotiques et de mettre en évidence de nouveaux aspects des événements transitoires. Grâce au système d'alerte en quasi temps réel les phénomènes temporaires pourront être observés à l'aide d'autres instruments. Le LSST devrait fournir 1 000 fois plus de données sur ces différents objets que les relevés astronomiques en cours.

Matière noire et énergie sombre

La seule manière de mesurer la matière noire, qui représente 85% de la masse totale de l'Univers mais est indétectable au niveau du spectre électromagnétique, est de mesurer son impact sur la pesanteur. Le meilleur outil pour trouver et étudier la matière noire est la lentille gravitationnelle. Une  lentille gravitationnelle forte produit plusieurs images de la source tandis qu'une  lentille gravitationnelle faible a des effets plus subtils (distorsion de l'image de la source). Ces deux types de phénomènes devrait non seulement aider les astrophysiciens à comprendre la matière noire mais également permettre d'utiliser cette substance pour reconstituer la croissance et l'évolution de l'univers.

https://youtu.be/eaibXuVXo5s

Les ondes électromagnétiques

�Relevés astronomiques profonds

• Environ 10 % du temps sera consacré à des observations plus poussées de portions du ciel. Typiquement une observation de ce type consisterait à effectuer de 5 300 à 13 800 observations par plage de fréquences de cette portion du ciel sur une période de 10 ans à raison de 256 séquences de 20 à 52 prises d'images par plage de fréquence. La durée totale d'observation pour cette portion de ciel serait d'environ 225 heures. Ce type de relevé astronomique permettrait de détecter des objets d'une magnitude apparente de 28,9 à 27.

Catalogues

• Au cours des 10 années d'observation programmées, 11 catalogues d'objets seront mis à disposition (environ 1 par an). Le premier (DR1 pour Data Release 1) sera publié 12 mois après le début des observations et contiendra environ 18 milliards d'objets. Le dernier DR11 contiendra 37 milliards d'objets et 5,5 images de 3,2 gigapixels.

https://youtu.be/-B6Sx_oj78k

LSST - Le FUTUR de l'astronomie

Par l’astronomie, la science humaine sort de la terre, embrasse l’Univers, arrive à entrevoir comment la Terre s’est formée dans le système solaire.

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Ernest Renan

1823/1892

LSST

TÉLESCOPE VERA-C RUBIN