Operación de alcance láser lunar del Observatorio Apache Point
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APOLLO disparando un láser a la Luna. El pulso láser se refleja en los retrorreflectores de la Luna (ver más abajo) y se devuelve al telescopio. El tiempo de ida y vuelta indica la distancia a la Luna con gran precisión. En esta imagen, la Luna está muy sobreexpuesta, necesaria para hacer visible el rayo láser.
Retro-reflector de alcance lunar del Apolo 15 (LRRR). Los círculos pequeños son cubos de esquina , que reflejan la luz directamente en la dirección de donde proviene.

La Operación de alcance láser lunar del Observatorio Apache Point , o APOLLO , [1] es un proyecto en el Observatorio Apache Point en Nuevo México . [2] Es una extensión y avance de experimentos previos de rango láser lunar , que usan retrorreflectores en la Luna para rastrear cambios en la distancia y el movimiento orbital lunar .

Usando telescopios en la Tierra, los reflectores en la Luna y una sincronización precisa de los pulsos láser , los científicos pudieron medir y predecir la órbita de la Luna con una precisión de unos pocos centímetros a principios de la década de 2000. Esta precisión proporciona la prueba más conocida de muchos aspectos de nuestras teorías de la gravedad . APOLLO mejora aún más esta precisión, midiendo la distancia entre la Luna y la Tierra dentro de unos pocos milímetros. Con esta información, los científicos podrán probar más a fondo varios aspectos de la gravedad, tales como: determinar si la Tierra y la Luna reaccionan de la misma manera a la gravedad a pesar de sus diferentes composiciones, investigando las predicciones de Einstein.con respecto al contenido energético de la Tierra y la Luna y cómo reaccionan a la gravedad, y evaluar si la relatividad general predice correctamente el movimiento de la Luna.

La colaboración de APOLLO construyó su aparato en el telescopio de 3,5 metros en Apache Point en el sur de Nuevo México. Al usar un gran telescopio en un sitio con buena visibilidad atmosférica , la colaboración de APOLLO obtiene reflejos mucho más fuertes que cualquier instalación existente. APOLLO registra aproximadamente un fotón láser devuelto por pulso, a diferencia del promedio de aproximadamente 0.01 fotones por pulso experimentado por las instalaciones anteriores de LLR. La señal de retorno más fuerte de APOLLO se traduce en mediciones mucho más precisas.

Historia y motivación

El rango de láser lunar de alta precisión (LLR) comenzó poco después de que los astronautas del Apolo 11 dejaran el primer retrorreflector en la Luna. [3] Los astronautas del Apolo 14 y del Apolo 15 dejaron reflectores adicionales , y las misiones de rover lunar soviéticas Luna 17 ( Lunokhod 1 ) y Luna 21 ( Lunokhod 2 ) colocaron en la Luna dos conjuntos de reflectores construidos en Francia . A lo largo de los años desde entonces, muchos grupos y experimentos han utilizado esta técnica para estudiar el comportamiento del sistema Tierra-Luna, investigando efectos gravitacionales y de otro tipo. [4] [5]

Durante los primeros años del Experimento de alcance láser lunar, la distancia entre el observatorio y los reflectores podría medirse con una precisión de aproximadamente 25 cm . Las técnicas y el equipo mejorados conducen a precisiones de12–16 cm hasta aproximadamente 1984. Luego, el Observatorio McDonald construyó un sistema de propósito especial (MLRS) solo para el alcance, y logró precisiones de aproximadamente3 cm a mediados y finales de la década de 1980. A principios de la década de 1990, un sistema LLR francés en el Observatoire de la Côte d'Azur (OCA) comenzó a funcionar con una precisión similar. [2]

Las estaciones McDonald y OCA están recolectando datos lo mejor posible, dada la cantidad de fotones que recolectan de los reflectores. Aunque es posible realizar pequeñas mejoras, obtener datos significativamente mejores requiere un telescopio más grande y un mejor sitio. Este es el objetivo básico de la colaboración APOLLO.

El láser APOLLO ha estado operativo desde octubre de 2005 y, de forma rutinaria, alcanza una precisión de rango milimétrico entre la Tierra y la Luna. [6]

Metas científicas

El objetivo de APOLLO es llevar LLR a la precisión del rango milimétrico, que luego se traduce directamente en una mejora de orden de magnitud en la determinación de los parámetros físicos fundamentales. Específicamente, asumiendo mejoras de un factor de diez sobre las mediciones anteriores, [7] [8] APOLLO probará:

  • el Principio de Equivalencia Débil (WEP) a una parte en10 14 ,
  • el Principio de Equivalencia Fuerte (SEP) a algunas partes en 10 5 ,
  • precesión relativista de De Sitter a algunas partes de10 4 , y
  • la variación en el tiempo de la constante gravitacional G a una parte en10 13 por año.

Pruebas de los principios de equivalencia

El principio de equivalencia débil dice que todos los objetos caen de la misma manera en un campo gravitatorio, sin importar de qué estén hechos. La Tierra y la Luna tienen composiciones muy diferentes; por ejemplo, la Tierra tiene un gran núcleo de hierro , pero la Luna no. Además, ambos están en órbita alrededor del Sol , lo que significa que ambos caen hacia el Sol en todo momento, incluso cuando giran uno alrededor del otro. Si la Tierra y la Luna se vieran afectadas de manera diferente por la gravedad del Sol, esto afectaría directamente la órbita de la Luna alrededor de la Tierra. Tan de cerca como los científicos pueden medir, la órbita de la Luna es tal como se predice asumiendo que la gravedad actúa de la misma manera en cada uno, con una diferencia de 1 parte en 10 13., la Tierra y la Luna caen hacia el Sol exactamente de la misma manera, a pesar de sus diferentes composiciones. APOLLO conducirá a límites aún más estrictos.

El principio de equivalencia fuerte, de acuerdo con Albert Einstein 's la relatividad general , predice que la masa de cualquier objeto se compone de dos partes - la masa de los átomos mismos, más la masa de la energía que contiene el objeto de juntas . La pregunta es si la porción de energía de la masa contribuye a la gravedad medida del objeto oa la inercia. En la relatividad general, la energía propia afecta tanto al campo gravitatorio como a la inercia, y lo hace igualmente.

Otras teorías modernas, como la teoría de cuerdas , la quintaesencia y varias formas de gravedad cuántica , casi todas predicen una violación del Principio de Equivalencia Fuerte en algún nivel. Además, muchos resultados experimentales desconcertantes, como las curvas de rotación de galaxias que implican la existencia de materia oscura u observaciones de supernovas que implican la existencia de energía oscura , también podrían explicarse potencialmente mediante teorías alternativas de la gravedad (ver, por ejemplo, MOND). Por lo tanto, los experimentalistas creen que es importante realizar las mediciones de gravedad más precisas posibles, buscando posibles anomalías o confirmando las predicciones de Einstein.

Un rango preciso a la Luna puede probar el SEP ya que la Tierra y la Luna tienen una fracción diferente de su masa en el componente energético. Se necesitan mediciones de precisión ya que este componente es muy pequeño; si m E es la energía propia de la Tierra, la energía necesaria para extender los átomos de la Tierra hasta el infinito contra la atracción de la gravedad, entonces la masa de la Tierra se reduce en aproximadamente m E / c 2 =4,6 × 10 −10 de la masa total de la Tierra. La autoenergía de la Luna es aún más pequeña, aproximadamente2 × 10 −11 de su masa. (La contribución para cualquier objeto de tamaño de laboratorio es insignificante, aproximadamente 10 - 27 , de modo que sólo las mediciones de objetos planeta de tamaño o más grandes permitirían que este efecto sea neasured.) [9]

Si la Luna girara solo alrededor de la Tierra, no habría forma de saber qué fracción de la gravedad de la Luna o de la Tierra fue causada por cada forma de masa, ya que solo se puede medir el total. Sin embargo, la órbita de la Luna también se ve fuertemente afectada por la gravedad del Sol; en esencia, la Tierra y la Luna están en caída libre alrededor del Sol. Si la porción de energía de la masa se comporta de manera diferente a la porción convencional, entonces la Tierra y la Luna caerán de manera diferente hacia el Sol, y la órbita de la Luna alrededor de la Tierra se verá afectada. Por ejemplo, suponga que la parte energética de la masa afecta la gravedad, pero no la inercia. Luego:

Desde nuestra perspectiva en la Tierra, esto aparecería como un desplazamiento, o polarización, de la órbita lunar alejándose del Sol con una amplitud de 13 metros. Si la violación fuera al revés, con la energía propia que posee masa inercial pero no masa gravitacional, la órbita lunar parecería estar polarizada hacia el Sol en la misma amplitud. El cálculo de la amplitud es complicado, [10] [11] [12] pero se puede obtener una estimación aproximada multiplicando el radio orbital de la Tierra de1,5 × 10 11  m por elContribución de 4.6 × 10 −10 a la masa de la Tierra de la energía propia para producir 75 metros. [2]

La firma de una violación de EP es muy simple, dependiendo solo de la distancia entre la Luna y el Sol. Esto se repite aproximadamente cada 29,5 días, algo más que el tiempo que tarda la Luna en dar la vuelta a la Tierra una vez, que es de 27,3 días. (Esta diferencia surge porque la Tierra se mueve a lo largo de su órbita a medida que la Luna gira, por lo que la Luna tiene que hacer un poco más de una órbita para volver a la misma posición relativa al Sol). Esto hace que la EP sea particularmente fácil de medir. ya que muchos efectos de confusión, como las mareas o el clima, no se repetirán en intervalos de 29,5 días. Desafortunadamente, hay un efecto, la presión de radiación que actúa en la órbita de la Luna, que se repite cada 29,5 días. Afortunadamente, es pequeño, de menos de 4 mm y bastante fácil de modelar, lo que permite restarlo.

Finalmente, incluso si los experimentos no muestran ningún efecto, existe una pequeña laguna teórica. Las mediciones muestran la suma de las infracciones WEP y SEP. Si los experimentos no muestran ningún efecto, la explicación más natural es que no se infringen ni WEP ni SEP. Pero es conceptualmente posible que ambos sean violados, y en cantidades iguales y opuestas. Esta sería una coincidencia increíble, ya que WEP y SEP dependen de propiedades muy diferentes y arbitrarias: la composición exacta de la Tierra y la Luna, y sus energías propias. Pero este improbable caso no puede descartarse por completo hasta que se midan otros cuerpos del sistema solar con una precisión similar o hasta que los experimentos de laboratorio reduzcan los límites de las violaciones de WEP por sí solas.

Variaciones en la constante gravitacional

Los experimentos de rango existentes pueden medir la constancia de la constante gravitacional , G , en aproximadamente una parte en10 12 por año. La tasa de expansión del universo es aproximadamente una parte en10 10 por año. Entonces, si G se escala con el tamaño o la expansión del universo, los experimentos existentes ya habrían visto esta variación. Este resultado también puede verse como una verificación experimental del resultado teórico [13] [14] de que los sistemas ligados gravitacionalmente no participan en la expansión general del universo. APOLLO pondrá límites mucho más estrictos a tales variaciones.

Otras pruebas

En este nivel de precisión, se necesita la relatividad general para predecir la órbita de la Luna. Las pruebas actuales miden la precesión geodésica con un nivel de precisión de 0.35%, el gravitomagnetismo con un nivel de 0.1% y verifican si la gravedad se comporta como 1 / r 2 como se esperaba. APOLLO mejorará todas estas medidas.

Principios de Operación

Gráfico de fotones devueltos

APOLLO se basa en medir el tiempo de vuelo de un láser de pulso corto reflejado desde un objetivo distante, en este caso las matrices de retrorreflectores en la Luna. Cada ráfaga de luz dura 100  picosegundos (ps). [15] Un milímetro en el rango corresponde a solo 6.7 ps de tiempo de viaje de ida y vuelta. Sin embargo, los retrorreflectores en la Luna introducen más de un milímetro de error ellos mismos. Por lo general, no están en ángulo recto exacto con el haz entrante, por lo que los diferentes cubos de esquina de los retrorreflectores están a diferentes distancias del transmisor. Esto se debe a que la Luna, aunque mantiene una cara hacia la Tierra, no lo hace exactamente: se tambalea de un lado a otro y de arriba a abajo, hasta en 10 ° de magnitud. (Verlibración .) Estas libraciones ocurren porque la Luna gira a velocidad constante, pero tiene una órbita elíptica e inclinada. Este efecto puede parecer pequeño, pero no solo es medible, sino que forma la incógnita más grande para encontrar el rango, ya que no hay forma de saber qué cubo de esquina reflejó cada fotón. La mayor variedad, laEl reflector Apollo 15 de 0,6 m 2 puede tener una extensión de rango de esquina a esquina de ≈ 1,2 sen (10 °) m, o 210 mm, o aproximadamente 1,4 ns de tiempo de ida y vuelta. La dispersión del rango de raíz cuadrada media (RMS) es entonces de aproximadamente 400 ps. Para determinar la distancia al reflector con una precisión de 1 mm, o 7 ps, promediando, la medición necesita al menos (400/7) 2 ≈ 3000 fotones. Esto explica por qué se necesita un sistema mucho más grande para mejorar las mediciones existentes: la precisión del rango RMS de 2 cm anterior a APOLLO requería solo alrededor de 10 fotones, incluso en el peor de los casos de orientación de la matriz de retrorreflectores.

APOLLO ataca este problema utilizando un telescopio más grande y una mejor visión astronómica. Ambos se mejoran considerablemente con respecto a los sistemas existentes. En comparación con la estación de medición del Observatorio McDonald, el telescopio Apache Point tiene un área de recolección de luz 20 veces mayor. También hay una gran ventaja con una mejor visión: el sitio APO y el telescopio combinados a menudo pueden lograr una visión de un segundo de arco, en comparación con los ≈5 segundos de arco típicos de la anterior Estación de medición lunar McDonald (MLRS). La mejor visión ayuda de dos maneras: aumenta la intensidad del rayo láser en la Luna y reduce el fondo lunar, ya que se puede usar un campo de visión del receptor más pequeño, recolectando luz de un punto más pequeño en la Luna. Ambos efectos escalan como el cuadrado inverso del ver,de modo que la relación señal-ruido del retorno lunar es inversamente proporcional a la cuarta potencia de la vista. Por lo tanto, APOLLO debería ganar alrededor de 20 (desde el telescopio más grande) × 25 (para una mejor visión) = 500 × en la fuerza de la señal de retorno sobre MLRS, y un factor adicional de 25 en la relación señal-ruido (de menos fotones perdidos que interfieren con los deseados ). Del mismo modo, APOLLO debería obtener una señal aproximadamente 50 veces más fuerte que la instalación OCA LLR, que tiene un telescopio de 1,5 my una visión de aproximadamente 3 segundos de arco.que tiene un telescopio de 1,5 my una visión de unos 3 segundos de arco.que tiene un telescopio de 1,5 my una visión de unos 3 segundos de arco.

El aumento de la ganancia óptica trae algunos problemas debido a la posibilidad de obtener más de un fotón devuelto por pulso. El componente más novedoso del sistema APOLLO es la matriz integrada de diodos de avalancha de fotón único (SPAD) que se utilizan en el detector. Esta tecnología es necesaria para lidiar con múltiples retornos de fotones dentro de cada pulso. La mayoría de los detectores de fotón único sufren de " tiempo muerto": no pueden detectar un fotón si llega poco después de otro. Esto significa que si más de un fotón regresa en un solo pulso, un detector convencional de un solo fotón solo registraría el tiempo de llegada del primer fotón. Sin embargo, lo importante La cantidad es el centroide del tiempo de todos los fotones devueltos (asumiendo que el pulso y los reflectores son simétricos), por lo que cualquier sistema que pueda devolver múltiples fotones por pulso debe registrar los tiempos de llegada de cada fotón. En APOLLO, los fotones entrantes se distribuyen en un conjunto de detectores independientes, lo que reduce la posibilidad de que dos o más fotones golpeen cualquiera de los detectores. [2]

Ubicaciones de las estaciones de modelado

Cualquier estación de medición láser, incluida APOLLO, mide el tiempo de tránsito y, por lo tanto, la distancia desde el telescopio al reflector (es). Pero para la ciencia del alcance lunar, lo que realmente se busca es la distancia entre el centro de masa de la Tierra y el centro de masa de la Luna. Para hacer esto, las posiciones del telescopio y los reflectores deben conocerse con una precisión comparable (unos pocos mm). Dado que tanto el telescopio como los reflectores son estructuras estacionarias, podría parecer que podrían medirse con precisión y, a partir de entonces, se conocería su posición. Esta suposición no es tan mala para la Luna, que es un entorno tranquilo. Pero para la Tierra, las estaciones se mueven bastante en esta escala:

  • El eje polar de la Tierra se mueve y la rotación de la Tierra es irregular. El eje polar se mueve debido a varias causas, algunas predecibles (la Luna ejerce un par en la protuberancia de las mareas de la Tierra) y algunas variables (las rocas se están recuperando de la última glaciación, el clima). El clima también afecta la rotación de la Tierra, al mover grandes masas de agua. Estos efectos, importantes para muchos otros proyectos científicos, incluso tienen su propia agencia para realizar un seguimiento de ellos: el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra .
  • Las estaciones se mueven debido a las mareas . La Luna, dado que está unida a la Tierra por mareas, tiene mareas relativamente pequeñas y repetibles de unos 10 cm. La Tierra sólida tiene mareas más grandes, oscilando alrededor de 35 cm de pico a pico, cada 12 horas.
  • La corteza terrestre cambia en respuesta a fluctuaciones a largo plazo, como el rebote post-glacial y la carga causada por el transporte de sedimentos. [dieciséis]
  • El clima a corto plazo de la Tierra también puede afectar la ubicación del telescopio, principalmente verticalmente. Varios efectos climáticos pueden cargar regiones locales de la corteza terrestre, deprimiendo la corteza unos pocos milímetros. Estos efectos provienen de la atmósfera (los sistemas de alta presión presionan la superficie de la Tierra) y del océano (el agua se acumula en la costa y deprime la corteza). Las fluctuaciones del agua subterránea, causadas por la lluvia, también pueden afectar la ubicación del telescopio.
  • La presión de la luz solar empuja la órbita de la Luna ligeramente fuera del centro. Este es un efecto pequeño, alrededor de 3,65 mm, [17] pero es particularmente importante ya que imita el efecto de una violación de EP.
  • Incluso la deriva continental debe compensarse.

Además, la atmósfera de la Tierra provoca un retraso adicional, ya que la velocidad de la luz es ligeramente más lenta a través de la atmósfera . Esto equivale a unos 1,6 metros cuando se mira directamente hacia Apache Point. Este retraso también se ve afectado por el clima, principalmente la presión atmosférica, que determina la cantidad de aire que hay sobre el sitio.

Dado que muchos de estos efectos están relacionados con el clima y también afectan a la medición por láser de satélites más común , las estaciones de medición tradicionalmente incluyen estaciones meteorológicas que miden la temperatura local, la presión y la humedad relativa. APOLLO medirá todos estos, además de medir la gravedad local con mucha precisión, utilizando un gravímetro de precisión . [18] Este instrumento es capaz de detectar desplazamientos verticales tan pequeños como 0,1 mm, midiendo el cambio en la gravedad a medida que el observatorio se acerca o se aleja del centro de la Tierra.

Usando todas estas medidas, los científicos intentan modelar y predecir la ubicación exacta del telescopio y los retrasos en la atmósfera, para poder compensarlos. Las mareas son bastante predecibles, y el IERS mide la rotación de la Tierra y puede contabilizarse. El retraso atmosférico se comprende bastante bien y está dominado solo por la medición de la presión. Los primeros modelos tenían incertidumbres en el rango de 5 a 10 mm para ángulos de elevación razonables, [19] aunque los esfuerzos más recientes han producido un modelo con una precisión de 3 mm hasta 10 grados sobre el horizonte y un rendimiento submilimétrico por encima de 20-30 ° de elevación. . [20]El clima es quizás la mayor fuente de errores. La carga atmosférica se estima a partir de la presión barométrica en el telescopio y la presión promedio dentro de unRadio de 1000 km . La carga oceánica se ha manejado estrictamente mediante modelos empíricos y el agua subterránea se ha ignorado en gran medida. APOLLO probablemente requerirá mejoras en todos estos modelos para alcanzar la total precisión de las mediciones.

Descubrimientos

En abril de 2010, el equipo APOLLO anunció que, con la ayuda de fotos del Lunar Reconnaissance Orbiter , habían encontrado el rover Lunokhod 1 perdido hace mucho tiempo y habían recibido devoluciones de su retrorreflector láser. [21] [22] Para el otoño de 2010, la ubicación del rover había sido trilaterada (usando mediciones de rango de diferentes puntos en la rotación de la Tierra y la libración de la Luna) hasta aproximadamente un centímetro. La ubicación cerca de la extremidad de la luna, combinada con la capacidad de ubicar el rover incluso cuando está a la luz del sol, promete ser particularmente útil para determinar aspectos del sistema Tierra-Luna. [23]

La colaboración APOLLO ha descubierto que la eficiencia óptica de los reflectores lunares disminuye en luna llena . Este efecto no estuvo presente en las mediciones de principios de la década de 1970, fue visible pero no fuerte en la década de 1980 y ahora es bastante significativo; la señal es aproximadamente 10 veces menor durante la luna llena. Se sospechaba que la causa se debía al polvo en las matrices, lo que provocaba gradientes de temperatura que distorsionaban el haz devuelto. [24] Las mediciones durante el eclipse lunar total de diciembre de 2010 confirmaron los efectos térmicos como la causa. [25] El corte repentino y el restablecimiento de la luz permitieron observar las constantes térmicas de tiempo del efecto.

Estado

APOLLO ha estado funcionando en varios grados desde octubre de 2005, con datos de calidad científica a partir de abril de 2006. A mediados de 2011, el estado era: [25]

  • Los 5 reflectores (tres Apollo y dos Lunokhod) se alinearon de forma rutinaria.
  • Hasta 12 fotones en un solo pulso (limitado por el detector, podría haber sido más).
  • Tasa sostenida de aproximadamente 3 fotones por pulso durante varios minutos. Esto es aproximadamente 65 veces más fotones detectados que los esfuerzos anteriores.
  • Hasta 50.000 fotones de retorno detectados en una sola lunación (durante un total de 5 horas de funcionamiento).

A mediados de 2011, se creía que la precisión del rango (por sesión) era de aproximadamente 1,8–3,3 mm por reflector, [25] mientras que la órbita de la Luna se determina a aproximadamente el nivel de 15 mm. [25] La brecha entre las mediciones y la teoría podría deberse a errores sistemáticos en el rango, modelado insuficiente de varios efectos convencionales que se vuelven importantes en este nivel, o limitaciones de nuestra teoría de la gravedad . Aunque es posible que esta discrepancia se deba a la nueva física , el principal sospechoso es el modelado insuficiente, ya que se sabe que es complejo y difícil.

Para permitir que APOLLO mejore más allá del nivel de precisión de medición de partes por billón, en 2016 agregó un reloj atómico de cesio y un sistema de calibración mejorado. [26] [27] Con el nuevo sistema implementado, la posible precisión se puede aumentar a mejor de 2 mm. [26]

El nuevo sistema ha confirmado la precisión de las mediciones anteriores. Reveló que la estimación anterior de 10 ps de error (correspondiente a 1,5 mm de incertidumbre de distancia) atribuida al oscilador de cristal controlado por horno sincronizado con GPS de APOLLO era demasiado baja; la cifra real estaba más cerca de 20 ps (3 mm). [28] Sin embargo, un cuidadoso mantenimiento de registros permitió volver a analizar los datos antiguos a la luz de la nueva comprensión de las variaciones del reloj y recuperar la mayor parte de la precisión. [28]

Al confirmar la precisión de las mediciones anteriores y realizar nuevas mediciones aún más precisas, el problema aún no resuelto La discrepancia de 15-20 mm entre la teoría y el experimento se coloca ahora más firmemente en los modelos teóricos.

La colaboración

APOLLO es una colaboración entre: Universidad de California, San Diego ( investigador principal Tom Murphy ), Universidad de Washington , Harvard , Laboratorio de propulsión a chorro , Laboratorio Lincoln , Análisis del noroeste, Observatorio Apache Point y Humboldt State .

Referencias

  1. ^ Sitio web de APOLLO. "Operación de alcance láser lunar del Observatorio Apache Point" .
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enlaces externos

  • Lo que Neil & Buzz dejaron en la Luna descripción de la NASA de los conceptos básicos del rango láser lunar
  • Página web principal del Proyecto de medición láser lunar Apache Point
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