La Operación de medición de distancia por láser lunar del Observatorio Apache Point , o APOLLO , [1] es un proyecto del Observatorio Apache Point en Nuevo México . [2] Es una extensión y avance de experimentos anteriores de medición de distancia por láser lunar , que utilizan retrorreflectores en la Luna para rastrear cambios en la distancia y el movimiento orbital lunar .
Utilizando telescopios en la Tierra, los reflectores en la Luna y la sincronización precisa de 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 esta precisión aún más, midiendo la distancia entre la Luna y la Tierra con una precisión de unos pocos milímetros. Usando esta información, los científicos podrán probar aún más varios aspectos de la gravedad, como: determinar si la Tierra y la Luna reaccionan de la misma manera a la gravedad a pesar de sus diferentes composiciones, investigar las predicciones de Einstein con respecto al contenido de energía 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 APOLLO construyó su aparato en el telescopio de 3,5 metros de Apache Point, en el sur de Nuevo México. Al utilizar un gran telescopio en un lugar con buena visibilidad atmosférica, la colaboración APOLLO obtiene reflexiones mucho más fuertes que cualquier otra instalación existente. APOLLO registra aproximadamente un fotón láser de retorno por pulso, a diferencia del promedio de aproximadamente 0,01 fotones por pulso que experimentaban las instalaciones LLR anteriores. La señal de retorno más fuerte de APOLLO se traduce en mediciones mucho más precisas.
El método de medición de distancias por láser lunar (LLR) de alta precisión 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 lunares soviéticas Luna 17 ( Lunokhod 1 ) y Luna 21 ( Lunokhod 2 ) colocaron en la Luna dos conjuntos de reflectores de fabricación francesa . A lo largo de los años, muchos grupos y experimentos han utilizado esta técnica para estudiar el comportamiento del sistema Tierra-Luna, investigando los efectos gravitacionales y de otro tipo. [4] [5]
Durante los primeros años del Experimento de Medición de Distancia Láser Lunar, la distancia entre el observatorio y los reflectores se pudo medir con una precisión de aproximadamente25 cm . Las técnicas y los equipos mejorados permiten lograr una precisión de12–16 cm hasta aproximadamente 1984. Luego, el Observatorio McDonald construyó un sistema de propósito especial (MLRS) solo para medir la distancia y logró precisiones de aproximadamente3 cm a mediados y finales de la década de 1980. A principios de la década de 1990, comenzó a funcionar un sistema LLR francés en el Observatorio de la Costa Azul (OCA), con una precisión similar. [2]
Las estaciones McDonald y OCA están recopilando datos de la mejor calidad posible, dada la cantidad de fotones que recogen de los reflectores. Aunque es posible realizar pequeñas mejoras, para obtener datos significativamente mejores se necesita un telescopio más grande y un mejor emplazamiento. Este es el objetivo básico de la colaboración APOLLO.
El láser APOLLO está operativo desde octubre de 2005 y alcanza de forma habitual una precisión de rango milimétrico entre la Tierra y la Luna. [6]
El objetivo de APOLLO es llevar el LLR a una precisión de rango milimétrico, lo que se traduce directamente en una mejora de un orden de magnitud en la determinación de parámetros físicos fundamentales. En concreto, suponiendo mejoras de un factor de diez con respecto a las mediciones anteriores, [7] [8] APOLLO probará:
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, ambas están en órbita alrededor del Sol , lo que significa que ambas están cayendo hacia el Sol en todo momento, incluso cuando giran una alrededor de la otra. 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. Hasta donde los científicos pueden medir, la órbita de la Luna es exactamente la predicha asumiendo que la gravedad actúa de la misma manera en cada una, con una precisión de 1 parte en 1013 La Tierra y la Luna caen hacia el Sol de la misma manera, a pesar de sus diferentes composiciones. El proyecto APOLLO establecerá límites aún más estrictos.
El principio de equivalencia fuerte, según la teoría general de la relatividad de Albert Einstein , predice que la masa de cualquier objeto consta de dos partes: la masa de los átomos mismos, más la masa de la energía que mantiene unido al objeto . La pregunta es si la parte de energía de la masa contribuye a la gravedad medida del objeto o a la inercia. En la relatividad general, la energía propia afecta tanto al campo gravitatorio como a la inercia, y lo hace por igual.
Otras teorías modernas, como la teoría de cuerdas , la quintaesencia y varias formas de gravedad cuántica , predicen casi todas 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 (véase, 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.
La determinación precisa de la distancia hasta la Luna puede poner a prueba la SEP, ya que la Tierra y la Luna tienen una fracción diferente de su masa en el componente energético. Se necesitan mediciones precisas, ya que este componente es muy pequeño: si m E es la energía propia de la Tierra (la energía necesaria para expandir los átomos de la Tierra hasta el infinito contra la atracción de la gravedad), entonces la masa de la Tierra disminuye en aproximadamente m E / c 2 =4,6 × 10 −10 de la masa total de la Tierra. La energía propia de la Luna es aún menor, aproximadamente2 × 10 −11 de su masa. (La contribución para cualquier objeto de tamaño de laboratorio es insignificante, aproximadamente 10−27 , por lo que solo las mediciones de objetos del tamaño de un planeta o más grandes permitirían medir este efecto). [9]
Si la Luna girara sólo alrededor de la Tierra, no habría forma de saber qué fracción de la gravedad de la Luna o de la Tierra se debía a cada forma de masa, ya que sólo se puede medir la suma 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 parte energética de la masa se comporta de manera diferente a la parte 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, supongamos que la parte energética de la masa afecta la gravedad, pero no la inercia. Entonces:
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 en sentido inverso, con la energía propia poseyendo masa inercial pero no masa gravitatoria, la órbita lunar parecería estar polarizada hacia el Sol por 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 el4,6 × 10 −10 contribución a la masa de la Tierra a partir de la autoenergía para producir 75 metros. [2]
La señal de una violación de la presión electromagnética es muy simple, y depende únicamente de la distancia de la Luna al Sol. Esto se repite aproximadamente cada 29,5 días, algo más que el tiempo que tarda la Luna en dar una vuelta alrededor de la Tierra, 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 alrededor, por lo que la Luna tiene que dar un poco más de una órbita para volver a la misma posición relativa al Sol). Esto hace que la presión electromagnética 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 sobre la órbita de la Luna) que sí se repite cada 29,5 días. Afortunadamente, es pequeño, menos de 4 mm, y bastante fácil de modelar, lo que permite restarlo.
Por último, incluso si los experimentos no muestran ningún efecto, hay una pequeña laguna teórica. Las mediciones muestran la suma de las violaciones de WEP y SEP. Si los experimentos no muestran ningún efecto, la explicación más natural es que no se violan ni WEP ni SEP. Pero es conceptualmente posible que se violen ambas, y en cantidades iguales y opuestas. Esto 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 propias energías. Pero este caso improbable no puede descartarse por completo hasta que se midan otros cuerpos del sistema solar con una precisión similar, o los experimentos de laboratorio reduzcan los límites de las violaciones de WEP por sí solas.
Los experimentos de medición de distancia existentes pueden medir la constancia de la constante gravitacional , G , hasta aproximadamente una parte en10 12 por año. La tasa de expansión del universo es aproximadamente una parte en10 10 por año. Por lo tanto, si G se escalara con el tamaño o la expansión del universo, los experimentos existentes ya habrían observado esta variación. Este resultado también puede considerarse como una verificación experimental del resultado teórico [13] [14] de que los sistemas ligados gravitacionalmente no participan en la expansión general del universo. APOLLO establecerá límites mucho más estrictos para tales variaciones.
Con 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 del 0,35%, el gravitomagnetismo con un nivel de precisión del 0,1% y comprueban si la gravedad se comporta como 1/ r 2 como se esperaba. APOLLO mejorará todas estas mediciones.
APOLLO se basa en la medición del tiempo de vuelo de un láser de pulso corto reflejado desde un objetivo distante, en este caso los conjuntos de retrorreflectores de la Luna. Cada ráfaga de luz dura 100 picosegundos (ps). [15] Un milímetro de alcance corresponde a solo 6,7 ps de tiempo de viaje de ida y vuelta. Sin embargo, los retrorreflectores de la Luna introducen más de un milímetro de error por sí mismos. Por lo general, no están en un ángulo recto exacto con el haz entrante, por lo que los diferentes cubos de las esquinas 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 de manera exacta: se tambalea de un lado a otro y hacia arriba y hacia abajo, en una magnitud de hasta 10°. (Véase libración .) Estas libraciones se producen 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 constituye la mayor incógnita a la hora de encontrar el rango, ya que no hay forma de saber qué cubo de la esquina reflejó cada fotón. La matriz más grande, laEl reflector Apollo 15 de 0,6 m2 puede tener una amplitud de alcance 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 amplitud de alcance 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, mediante un promedio, 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 de alcance RMS de 2 cm anterior a APOLLO requería solo unos 10 fotones, incluso en la orientación más desfavorable del conjunto de retrorreflectores.
APOLLO aborda este problema utilizando un telescopio más grande y una mejor visibilidad astronómica. Ambos son considerablemente mejores que 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 de una mejor visibilidad: el sitio APO y el telescopio combinados a menudo pueden lograr una visibilidad de un segundo de arco, en comparación con los aproximadamente cinco segundos de arco típicos de la anterior Estación de medición lunar McDonald (MLRS). La mejor visibilidad ayuda de dos maneras: aumenta la intensidad del haz láser en la Luna y reduce el fondo lunar, ya que se puede utilizar un campo de visión del receptor más pequeño, que recoge la luz de un punto más pequeño en la Luna. Ambos efectos se escalan como el cuadrado inverso de la visibilidad, de modo que la relación señal-ruido del retorno lunar es inversamente proporcional a la cuarta potencia de la visibilidad. Por lo tanto, APOLLO debería ganar aproximadamente 20 (del telescopio más grande) × 25 (para una mejor visibilidad) = 500 × en intensidad de señal de retorno sobre MLRS, y un factor adicional de 25 en la relación señal/ruido (debido a que menos fotones dispersos interfieren con los deseados). Asimismo, APOLLO debería obtener una señal aproximadamente 50 veces más fuerte que la instalación OCA LLR, que tiene un telescopio de 1,5 m y una visibilidad de aproximadamente 3 segundos de arco.
La mayor ganancia óptica trae algunos problemas debido a la posibilidad de obtener más de un fotón de retorno por pulso. El componente más novedoso del sistema APOLLO es la matriz integrada de diodos de avalancha de fotón único (SPAD) que se utiliza 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 de fotón único convencional solo registraría el tiempo de llegada del primer fotón. Sin embargo, la cantidad importante es el centroide del tiempo de todos los fotones devueltos (suponiendo que el pulso y los reflectores sean 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 una matriz de detectores independientes, lo que reduce la posibilidad de que dos o más fotones golpeen cualquiera de los detectores. [2]
Cualquier estación de medición de distancias por láser, incluida la APOLLO, mide el tiempo de tránsito y, por lo tanto, la distancia desde el telescopio hasta el reflector o los reflectores. Pero para la ciencia de la medición de distancias lunares, lo que realmente se necesita es la distancia entre el centro de masas de la Tierra y el centro de masas de la Luna. Para ello, las posiciones del telescopio y de los reflectores deben conocerse con una precisión comparable (unos pocos mm). Dado que tanto el telescopio como los reflectores son estructuras estacionarias, parecería que se podrían medir con precisión y, a partir de ahí, se conocería su posición. Esta suposición no es demasiado mala para la Luna, que es un entorno tranquilo. Pero para la Tierra, las estaciones se mueven bastante en esta escala:
Además, la atmósfera terrestre 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 si 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 lugar.
Dado que muchos de estos efectos están relacionados con el clima y también afectan a los sistemas de medición láser por satélite más comunes , las estaciones de medición tradicionalmente incluyen estaciones meteorológicas que miden la temperatura, la presión y la humedad relativa locales. APOLLO medirá todos estos factores, 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.
Utilizando todas estas mediciones, los científicos intentan modelar y predecir la ubicación exacta del telescopio y los retrasos a través de la atmósfera, para poder compensarlos. Las mareas son bastante predecibles, y la rotación de la Tierra se mide por el IERS y se puede tener en cuenta. El retraso atmosférico se entiende bastante bien y está dominado únicamente 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 esfuerzos más recientes han producido un modelo que afirma tener una precisión de 3 mm hasta 10 grados sobre el horizonte y un rendimiento submilimétrico por encima de los 20 a 30° de elevación. [20] El clima es quizás la mayor fuente de error. La carga atmosférica se estima a partir de la presión barométrica en el telescopio y la presión promedio dentro de un rango de 20 a 30°.Radio de 1000 km . La carga oceánica se ha manejado estrictamente con modelos empíricos y se ha ignorado en gran medida el agua subterránea. APOLLO probablemente requerirá mejoras en todos estos modelos para alcanzar la precisión total de las mediciones.
En abril de 2010, el equipo APOLLO anunció que, con la ayuda de fotografías del Lunar Reconnaissance Orbiter , habían encontrado el rover Lunokhod 1, perdido desde hacía mucho tiempo , y habían recibido información de su retrorreflector láser. [21] [22] Para el otoño de 2010, la ubicación del rover había sido trilaterada (usando mediciones de rango desde diferentes puntos en la rotación de la Tierra y la libración de la Luna) a aproximadamente un centímetro. La ubicación cerca del limbo de la Luna, combinada con la capacidad de medir la distancia del rover incluso cuando está bajo 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 estaba presente en las mediciones de principios de los años 1970, era visible pero no fuerte en los años 1980, y ahora es bastante significativo; la señal es aproximadamente diez veces menor durante la luna llena. Se sospechaba que la causa era el polvo en los paneles, lo que provocaba gradientes de temperatura que distorsionaban el haz de retorno. [24] Las mediciones durante el eclipse lunar total de diciembre de 2010 confirmaron que los efectos térmicos eran la causa. [25] El corte y restablecimiento repentinos de la luz permitieron observar las constantes de tiempo térmicas del efecto.
APOLLO ha estado en funcionamiento en distintos grados desde octubre de 2005, con datos de calidad científica a partir de abril de 2006. A mediados de 2011, el estado era: [25]
A mediados de 2011, se creía que la precisión del alcance (por sesión) era de aproximadamente1,8–3,3 mm por reflector, [25] mientras que la órbita de la Luna se está determinando aproximadamente al nivel de 15 mm. [25] La brecha entre las mediciones y la teoría podría deberse a errores sistemáticos en la medición de distancias, modelado insuficiente de varios efectos convencionales que se vuelven importantes a 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 esto es complejo y difícil.
Para permitir que APOLLO mejore el nivel de precisión de medición más allá 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 precisión posible se puede aumentar a más 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 (que corresponde a 1,5 mm de incertidumbre de distancia) atribuida al oscilador de cristal controlado por horno sincronizado por GPS de APOLLO era demasiado baja; la cifra real estaba más cerca de los 20 ps (3 mm). [28] Sin embargo, un cuidadoso registro 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, se resuelve el problema aún sin resolver.La discrepancia de 15-20 mm entre la teoría y el experimento ahora se coloca más firmemente en los modelos teóricos.
APOLLO es una colaboración entre: la Universidad de California, San Diego ( investigador principal Tom Murphy ), la Universidad de Washington , Harvard , el Laboratorio de Propulsión a Chorro , el Laboratorio Lincoln , Northwest Analysis, el Observatorio Apache Point y Humboldt State .
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