Observatoire Vera-C.-Rubin

Les réflexions sur la réalisation d'un relevé astronomique, c'est-à-dire un recensement systématique des sources astronomiques dans de larges portions du ciel ont débuté dans les années 1930/1940. Pour y parvenir des recherches sur les détecteurs et les télescopes sont entreprises à cette époque au California Institute of Technology et dans les services de recherche de la société Kodak. Ils débouchent sur le Palomar Observatory Sky Survey (NGS–POSS), une campagne de relevés astronomiques du ciel de l'hémisphère nord utilisant des plaques argentiques qui est effectuée entre 1948 et 1957 en utilisant un télescope de l'Observatoire Palomar. Le résultat est exploité au cours des décennies suivantes pour dresser des catalogues d'étoiles et autres objets célestes dont un grand nombre sont découverts grâce à ces observations. C'est l'invention des capteurs numériques de type dispositif à transfert de charges (plus connu sous l'appellation CCD), plusieurs dizaines de milliers de fois plus petits que les grandes plaques argentiques utilisées jusque-là et caractérisés par un haut rendement quantique qui remet d'actualité les relevés astronomiques. Le développement du télescope Hubble au cours des décennies 1980 et 1990 aboutit à la mise au point des CCD permettant de répondre aux besoins scientifiques. Caractérisés par une sensibilité et une linéarité élevée ces capteurs permettent de nombreuses avancées dans le domaine de l'astronomie. Au début des années 1990 on installe au plan focal de certains instruments des mosaïques de CCD[4]. La Big Throughput Camera, une caméra comprenant 4 CCD installée sur le télescope Víctor M. Blanco, est utilisée pour observer des supernovae et est à l'origine de la découverte en 1998 de l'accélération de l'expansion de l'Univers et d'une force répulsive qui est baptisée énergie noire[5]. Une mosaïque de CCD de même type est utilisée pour réaliser à compter de 2000 le programme Sloan Digital Sky Survey (SSDS) qui cartographie plus de 10 000 deg² du ciel austral dans cinq bandes spectrales. De nombreux résultats sont obtenus à partir des informations collectées dans le SSDS car celles-ci combinent pour la première fois l'étendue d'un relevé et des données bien étalonnées[4].

Deux pistes d'amélioration des relevés astronomiques sont identifiées à cette époque : d'une part accroitre la profondeur du relevé, c'est-à-dire disposer de capteurs plus sensibles capables d'observer des objets plus lointains ou moins lumineux d'autre part disposer d'une résolution temporelle plus courte qui permettrait d'observer des phénomènes transitoires. Ce sont ces deux besoins qui président au développement du LSST[6].

La conception du télescope LSST dérive du projet de télescope Dark Matter proposé en 2000 par Roger Angel, directeur du Steward's Mirror Laboratory de l'observatoire Steward de l'université de l'Arizona[7]^,[8].

Le Rapport décennal sur l'astronomie et l'astrophysique pour le nouveau millénaire publié en 2001 et rédigé par les experts du Conseil National de la Recherche américain (émanation de l'Académie nationale des sciences), identifie au début de ce siècle deux projets de télescopes terrestres comme prioritaires : le Télescope de Trente Mètres et le LSST. Ce dernier grâce à la combinaison de sa grande ouverture (classe de 6,5 mètres) et de son champ de vue étendu (3,5°) permettra de disposer en trois jours d'une image entière du ciel (18 000 deg²) avec une sensibilité permettant de détecter des objets jusqu'à une magnitude apparente de 24. Un instrument pouvant réaliser une image d'objets caractérisés par une magnitude apparente de 23 (donc inférieure) permet d'observer le Soleil depuis la galaxie d'Andromède ou une galaxie de la taille de notre Voie lactée depuis une galaxie caractérisée par un décalage vers le rouge de 1. 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[9] :

• 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 lentilles gravitationnelles faibles.

La monture fabriquée en Espagne est véhiculée jusqu'au site du télescope en septembre 2019. Son assemblage doit s'effectuer en tenant compte des travaux encore en cours sur le dôme. Le transfert de la caméra sur le site du télescope est planifié début 2020. Le montage de l'optique du télescope doit s'achever au cours du quatrième trimestre 2020. La première lumière du télescope est prévue en 2021. La recette de l'ensemble doit s'achever à la fin du premier trimestre 2022 (fin 2022 si la marge prévue est consommée) date à laquelle le télescope sera déclaré complètement opérationnel[20]. En juin 2019 deux élues du Congrès américain proposent de rebaptiser le LSST Vera Rubin Survey Telescope, pour commémorer la mémoire de Vera Rubin astronome ayant joué un rôle majeur dans la découverte de la matière noire[21]. Il est finalement officiellement rebaptisé le Vera C. Rubin Observatory, ou Observatoire Vera-C.-Rubin en français, début janvier 2020[22].

L'observatoire, installé au sommet du Cerro Pachón, comprend trois bâtiments. Le premier, qui contient le télescope est un bâtiment cylindrique d'un diamètre de 30 mètres. Il supporte le dôme protégeant le télescope qui peut pivoter. Un deuxième bâtiment, accolé à la partie inférieure du premier, dispose d'une surface de 3 000 m² qui est utilisée pour les opérations de service. Un monte-charge d'une capacité de 80 tonnes relie les deux bâtiments et permet de transporter le miroir primaire pour l'installation et les maintenances périodiques. En effet la maintenance des trois miroirs (nettoyage et renouvellement de la couche protectrice) et de la caméra sont effectuées sur place. Enfin un troisième bâtiment situé sur une petite éminence à l'est du LSST abrite le petit télescope de 1,2 mètre d'ouverture utilisé pour étalonner les images produites en prenant en compte les perturbations atmosphériques[16]. Ce télescope était à l'origine installé à Kitt Peak. Il a été cédé par son propriétaire Edgar Smith et transporté au Chili après avoir été remis en état[23]^,[24].

La coupole est la partie mobile de l'enceinte du télescope qui comporte une ouverture permettant au télescope d'effectuer les observations. La coupole, d'une masse de 600 tonnes, est haute approximativement de 27 mètres pour un diamètre de 30 mètres. Ses dimensions sont imposées d'une part par la taille du télescope, d'autre part par la nécessité de disposer de suffisamment de place pour les opérations de maintenance ainsi que pour les mécanismes de ventilation et d'ouverture. La coupole repose sur un socle cylindrique en béton d'un diamètre de 30 mètres pour une hauteur de 17 mètres. La hauteur de ce socle permet au télescope de se situer au-dessus de la couche thermique qui recouvre le sol. La rotation de la coupole est indépendante de celle du télescope ce qui permet de simplifier la maintenance, les opérations d'étalonnage et le contrôle thermique. Pour pouvoir pivoter la coupole repose sur 14 bogies à deux roues qui circulent sur un rail placé au sommet du socle cylindrique du télescope. La construction de la coupole est réalisée par la société italienne European Industrial Engineering (EIE) implantée à Mestre[25].

L'ouverture dans la coupole est plus large que ce qui est nécessaire pour les besoins d'observation (11 mètres alors que l'exigence est de 10 mètres) ce qui permet à la coupole de pivoter pour adapter la position de son ouverture à la prochaine position du télescope alors qu'une prise d'image est en cours. L'ouverture pratiquée dans la coupole permet des observations d'une élévation proche de l'horizontale jusqu'à la verticale (de 0 à 90%). Pour réduire l'incidence du vent et limiter l'arrivée de lumière parasite sur les miroirs, un coupe-vent léger constitué d'une série de panneaux incurvés mobiles obstrue la partie de l'ouverture qui n'est pas utilisée pour la prise d'image en cours. Durant la journée, la coupole est climatisée de manière à maintenir sa température légèrement en-dessous de celle attendue au début de la prochaine phase d'observation. Une jupe placée au niveau de la jointure entre la coupole et le socle du télescope assure une certaine étanchéité permettant de limiter les besoins de climatisation. De nuit le contrôle thermique est assuré par la ventilation naturelle (vent). L'ouverture contrôlée de persiennes percées tout autour du dôme, est utilisée pour contrôler cette ventilation. La superficie totale des persiennes est de 500 m² ce qui permet un renouvellement de l'air contenu sous la coupole 75 fois par heure avec un vent dont la vitesse horizontale est de 18 km/h. La coupole comporte une grue permettant de réaliser les opérations de maintenance sur des sous-ensembles du télescope[26].

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.

La monture en cours d'assemblage chez son constructeur espagnol.

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. Deux plateformes situés de part et d'autre de l'axe de l'élévation permettre d'accéder à la caméra et au miroir secondaire pour des opérations de maintenance lorsque le télescope est au repos c'est-à-dire lorsque l'élévation du tube est à l'horizontale. 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. La construction de la monture est réalisée par les sociétés espagnoles GHESA Ingeniería y Tecnología (bureau d'études) implantée à Madrid et Asturfeito (fabrication) située aux Asturies[27]^,[28].

Le LSST est un télescope de type Paul-Baker, qui présente la particularité d'utiliser trois miroirs courbés asphériques permettant la réduction des trois types d'aberration optique : l'aberration sphérique, le coma et l'astigmatisme. Ce type de télescope permet d'obtenir une image de qualité sur un champ de vue de grande taille. 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 (à comparer à quelques minutes carrés des instruments grand angle installés sur les télescopes de même taille). 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°)[29]^,[7].

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.

Les miroirs M1 et M3 sont façonnés dans le même bloc de verre monolithique. On distingue le M3 par sa courbure plus accentuée.

Les trois miroirs présentent les caractéristiques suivantes[17] :

• La partie utilisable du miroir M1 (la partie masquée par le miroir M2 forme le miroir M3) dispose d'une surface collectrice en forme d'anneau équivalente à un miroir de 6,7 mètres de diamètre. Au centre du miroir M1 se trouve le miroir M3 de 5 mètres de diamètre dont la courbe plus accentuée crée une cuvette. L'ensemble M1 et M3 forme une surface continue qui est fabriqué à partir d'un bloc de verre monolithique. Pour réduire sa masse la partie inférieure du miroir est constituée par une structure en nid d'abeilles qui assure sa rigidité. L'ensemble, d'une masse de 19 tonnes, repose sur le barillet, une structure métallique ajourée de 9 x 9 x 2 mètres et d'une masse de 19 tonnes. La partie supérieure du barillet comporte 111 vérins à deux axes et 44 vérins à axe unique actionnés par un système pneumatique qui supportent le miroir et contrôlent sa forme. Au sein du barillet se trouvent 96 ventilateurs qui font circuler l'air conditionné à travers 1 800 ouvertures pour ventiler le cœur du miroir. Enfin 6 vérins formant un hexapode et fixés sur le barillet permettent de régler avec précision la position des miroirs M1/M3[30].
• Le miroir M2 de 3,42 mètres de diamètre comporte en son centre un trou d'un diamètre de 1,8 mètre de diamètre qui correspond à la partie masquée par la caméra. Il s'agit du plus grand miroir convexe jamais construit. IL est réalisé à partir d'un bloc brut de 10 centimètres d'épaisseur réalisé à partir de verre à faible taux de dilatation. La partie arrière du miroir est en partie évidée ce qui permet de réduire sa masse de plus de 50 %. Avec la structure qui le porte l'ensemble a une masse de 2 714 kg dont 680 kg pour le miroir proprement dit. 72 vérins axiaux électro-mécaniques permettent de contrôler la forme du miroir tandis que 6 vérins tangents réduisent son stress et sa déformation[31].

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[32].

• Miroirs
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  Les blocs de verre sont placés sur la forme du miroir M1 avant les opérations de fusion.
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  Miroir M2 et son barillet.
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  Le miroir M1 au sortir du four.

Schéma de la caméra.

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[33]. Le capteur est sensible à une plage de longueurs d'onde qui va du proche ultraviolet au proche infrarouge en passant par le visible (0,1 à 1 micron). 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[34]^,[35]^,[36].

• Caméra du LSST
• 
  vue explosée.
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  Schéma tridimensionnel en coupe
• 
  Lentille L1

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. Grâce à ses caractéristiques uniques, 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[39].

La compréhension actuelle des objets célestes situés dans le Système solaire au-delà de l'orbite de Neptune (objets transneptuniens) est limitée par la faible taille de l'échantillon connu. Moins de la moitié des 1 000 objets transneptuniens découverts (2009) ont un biais d'observation qui peut être quantifié et la couleur n'a pu être mesurée que pour quelques centaines d'entre eux. Le LSST, en observant les astéroïdes à travers leur déplacement dans la moitié de la voute céleste, devrait obtenir des paramètres orbitaux précis y compris pour des objets très peu brillants, mesurer des couleurs précises, obtenir des courbes de lumière de milliers d'objets transneptuniens ainsi que leur période de rotation, leurs formes et leurs axes de rotation. De nombreux astéroïdes ont leur orbite qui croise celle de la Terre. Le Congrès américain a demandé à la NASA d'identifier 90% des objets de ce type ayant plus de 140 mètres de diamètre. Le LSST est le seul instrument terrestre capable de remplir cet objectif[39].

Le LSST sera utilisé pour reconstituer l'histoire de la structure et des accrétions qui sont à l'origine de la Voie lactée (notre galaxie). 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[40].

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., lunes temporaires[41], 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[42].

Les cosmologistes ont convergé au cours des dernières décennies vers une description de la naissance et de l'évolution de notre univers cohérente qui permet d'expliquer toutes les observations effectuées à l'aide des observatoires terrestres et spatiaux. Mais ce modèle repose sur l'existence de deux composantes - la matière noire et l'énergie sombre - qui combinées représenteraient 96% de la masse totale de l'univers. L'existence de la matière noire est déroutante car elle suppose qu'il existe une nouvelle catégorie de particules subatomiques qui n'obéissent pas aux mêmes lois que les protons, neutrons, électrons, ... L'énergie sombre est le nom donné à un phénomène mystérieux à l'origine de l'accélération de l'expansion de l'univers constatée à travers des observations effectuées sur les supernovae de type 1a, l'étude des structures à grande échelle de l'univers et la cartographie du fond diffus cosmologique. L'énergie sombre relève d'une théorie physique, située à l'articulation entre la gravitation et la mécanique quantique, qui reste à ce jour complètement mystérieuse. En l'absence de proposition de théorie, son étude repose sur les observations de ses effets. Le grand nombre de phénomènes observés par le LSST - lentilles gravitationnelles faibles et fortes, évolution des corrélations des galaxies, dénombrement des agrégats de matière noire, supernovae, ... - débarrassées des erreurs systémiques doivent contribuer à faire avancer notre compréhension de l'énergie sombre[43].

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 : ce phénomène apparait lorsque le rayonnement émanant d'une source ponctuelle (étoile ou galaxie) est déformée en passant devant une concentration de matière telle qu'une autre galaxie, s'interposant entre la source et l'observateur terrestre. 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. Les lentilles gravitationnelles fortes sont rares tandis que la détection des lentilles gravitationnelles faibles, beaucoup plus fréquentes, nécessite une très grande quantité de données sur la taille et la forme des galaxies pour ne pas les confondre avec des anomalies naturelles de la forme des galaxies. Le LSST devrait découvrir des milliers de lentilles gravitationnelles de toute taille et configuration[44].

La variation de luminosité ou de changement de position d'un objet détecté entre les deux prises d'image effectuées déclenche une alerte qui est diffusée en temps réel 60 secondes après l'observation dans l'ensemble de la communauté des astronomes. Il est prévu que les observations déclenchent environ 10 millions d'alertes par nuit[45]. Chaque prise de vue est comparée à une prise de vue antérieure. Si un nouvel objet apparait ou qu'une variation de luminosité d'un objet connu est détecté, l'objet est rapproché des catalogues des objets du Système solaire et des objets extrasolaires. Sa position, sa taille, sa forme, sa signature lumineuse, son historique, les caractéristiques de sa variété et une vignette de l'image sont communiqués.

Environ 10 % du temps sera consacré à des observations plus poussées de portions du ciel. Typiquement une observation de ce type (deep survey) 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 (filtre ru^[Quoi ?]) à 27 (filtre y)[47].

Chaque nuit 20 téraoctets de données brutes sont collectées, ce qui nécessite des capacités de traitement exceptionnelles. Les données sont d'abord corrigées sur le site avant d'être transférées à la base de La Serena par une liaison fibre optique dont le débit est de 600 gigabits/seconde et où elles sont stockées (copie 1). Les données sont ensuite transmises au site au centre d'archivage de la NCSA (Illinois, Etats-Unis) via deux liaisons ayant un débit de 100 gigabits par seconde. Ce dernier dispose d'une puissance de calcul très importante qui lui permet de traiter l'énorme volume de données. Le centre génère les alertes en quasi temps réel (phénomènes variables/transitoires) et réalise la moitié du traitement de production permettant de préparer le catalogue. Le centre archive une deuxième copie des données. Le centre sert également de serveur pour tous les utilisateurs souhaitant effectuer des recherches dans les données collectées. Enfin une copie des données est transmise au centre de calcul de l'IN2P3 en France où la moitié des calculs pour la réalisation du catalogue est effectuée[48]. Le traitement des données nécessite une puissance de calcul de 150 téraflops lors de la production du premier catalogue et de 950 téraflops pour la production de la dernière version 10 ans plus tard[49].

Les observations effectuées par le LSST aboutissent à la production à destination de la communauté scientifique de données et de services plus ou moins élaborés organisés en 3 niveaux[50]  :

• Niveau 1
  • 20 millions d'événements transitoires - objets ayant changé de luminosité telle qu'une supernova ou de position tel qu'un astéroïde - par nuit mis à disposition par le réseau de distribution 60 secondes après leur observation.
  • Catalogue de 6 millions de corps orbitant dans le Système solaire
• Niveau 2 :
  • Catalogue de 37 milliards d'objets (20 milliards de galaxies, 17 milliards d'étoiles)
  • 7 trillions de détections uniques et 30 trillions de détections forcées produites annuellement
  • Images de l'espace profond obtenues en superposant les images de la même portion de ciel
• Niveau 3 :
  • Services et ressource informatiques des serveurs de données permettant aux utilisateurs d'effectuer des requêtes et analyses spécifiques.
  • Logiciels et API permettant le développement de programmes d'analyse spécifiques.

Au bout des 10 ans d'observation programmées, le nombre d'objets et d'événement par type est de[51] :

Objets du Système solaire [52]

• Astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes : 5,5 millions (nombre d'astéroïdes connus en 2018 : 0,65 million)
• Astéroïdes troyens de Jupiter : 280 000 (nombre d'astéroïdes connus en 2018 : ~6 000)
• Objets géocroiseurs : 100 000 (nombre de géocroiseurs connus en 2018 : ~14 500)
• Objets de la ceinture de Kuiper : 40 000 (nombre d'objets connus en 2018 : ~2 000)
• Objets interstellaires : 10 (nbre objets connus en 2018 : 1)
• Comètes : 10 000

Objets extragalactiques rares

• Galaxies actives avec un décalage vers le rouge > 6 : 10 000
• Galaxies actives avec un décalage vers le rouge > 7,5 : 100
• Galaxies satellites de la Voie lactée : 300
• Galaxies lenticulaires : 10 000
• Quasars lenticulaires : 3 000

Événements transitoires

• Supernovae type IA : 200 000 par an
• Supernovae type II : 100 000 par an
• Supernovae lenticulaires : 300 sur 10 ans
• Événements de rupture par effet de marée : 6 000 par an
• Sursauts gamma dans l'axe : 50 par an
• Kilonovae : 70 sur 10 ans
• Étoile à neutrons avec microlentille gravitationnelle : 10 000
• Trous noirs avec microlentille gravitationnelle : 1000 par an

Objets galactiques rares

• Étoiles hyper-rapides : 10 dans un rayon de 20 kiloparsecs
• Naines blanches : 50 millions
• Naines L, T et Y : 36 000, 2 000 et 20
• Exoplanètes de type Jupiter chaud : 1 000 (détectés par la méthode du transit).

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.

• Relevé astronomique
• Pan-STARRS un autre télescope de relevé.

• (en) Site officiel du LSST
• (fr) Version française du site LSST
• (en) Synthèse de l'avancement du projet en juin 2019

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