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 un avance de experimentos anteriores de medición de alcance con láser lunar , que utilizan retrorreflectores en la Luna para rastrear los cambios en la distancia orbital lunar y el movimiento.
Utilizando telescopios en la Tierra, reflectores en la Luna y 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 con una precisión de unos pocos milímetros. Utilizando esta información, los científicos podrán probar más diversos aspectos de la gravedad, tales como: determinar si la Tierra y la Luna reaccionan igual 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 en Apache Point, en el sur de Nuevo México. Al utilizar un gran telescopio en un sitio con buena visión atmosférica , la colaboración 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 LLR anteriores. La señal de retorno más fuerte de APOLLO se traduce en mediciones mucho más precisas.
La medición de rango 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 dos conjuntos de reflectores construidos en Francia en la Luna . A lo largo de los años, 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 se podía medir con una precisión de aproximadamente25 centímetros . Las técnicas y equipos mejorados conducen a precisiones de12-16 cm hasta aproximadamente 1984. Luego, el Observatorio McDonald construyó un sistema de propósito especial (MLRS) solo para medir distancias y logró precisiones de aproximadamente3 cm a mediados y finales de los años 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 lo mejor posible, dada la cantidad de fotones que recogen 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 habitualmente logra una precisión de rango milimétrico entre la Tierra y la Luna. [6]
El objetivo de APOLLO es llevar el LLR a una precisión del rango milimétrico, lo que luego se traduce directamente en una mejora de orden de magnitud en la determinación de parámetros físicos fundamentales. Específicamente, suponiendo mejoras de un factor de diez con respecto a mediciones anteriores, [7] [8] APOLLO probará:
El Principio de Equivalencia Débil dice que todos los objetos caen de la misma manera en un campo de gravedad, 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 cerca como 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 10.13 , la Tierra y la Luna caen hacia el Sol exactamente de la misma manera, a pesar de sus diferentes composiciones. APOLO conducirá a límites aún más estrictos.
El Principio de Equivalencia Fuerte, según la relatividad general 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 porción energética de la masa contribuye a la gravedad medida del objeto o a la inercia. En la relatividad general, la autoenergía afecta tanto al campo gravitacional como a la inercia, y lo hace por igual.
Otras teorías modernas, como la teoría de cuerdas , la quintaesencia y diversas 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 o las observaciones de supernovas que implican la existencia de energía oscura , también podrían explicarse mediante teorías alternativas de la gravedad (ver, por ejemplo, MOND ). Por ello, los experimentadores creen que es importante realizar mediciones de la gravedad lo más precisas posibles, buscando posibles anomalías o confirmando las predicciones de Einstein.
El alcance preciso de 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 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 metro mi / c 2 =4,6 × 10 −10 de la masa total de la Tierra. La energía propia de la Luna es aún más pequeña, aproximadamente2 × 10 −11 de su masa. (La contribución de cualquier objeto del tamaño de un laboratorio es insignificante, alrededor de 10−27 , por lo que sólo 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 fue causada por cada forma de masa, ya que sólo 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 energética 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, supongamos que la parte energética de la masa afecta la gravedad, pero no la inercia. Entonces:
Desde nuestra perspectiva desde la Tierra, esto parecería un desplazamiento o polarización de la órbita lunar lejos del Sol con una amplitud de 13 metros. Si la violación fuera al revés, con la energía propia poseyendo 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 el4,6 × 10 −10 contribución a la masa de la Tierra de la autoenergía para producir 75 metros. [2]
La firma de una violación del EP es muy simple, dependiendo 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, por lo que la Luna tiene que recorrer un poco más de una órbita para volver a la misma posición con respecto al Sol). Esto hace que EP sea particularmente fácil de medir. ya que muchos efectos confusos, como las mareas o el tiempo, 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 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 violaciones 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 ambas sean violadas, 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 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 WEP por sí solas.
Los experimentos de alcance 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 aumentara 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. APOLO pondrá límites mucho más estrictos a 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 del 0,1% y comprueban si la gravedad se comporta como 1/ r 2 como se esperaba. APOLLO mejorará todas estas medidas.
APOLLO se basa en medir el 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 sólo 6,7 ps de tiempo de viaje de ida y vuelta. Sin embargo, los retrorreflectores de la Luna introducen por sí mismos más de un milímetro de error. Por lo general, no están exactamente en ángulo recto con respecto al 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 exactamente: se tambalea de lado a lado y de arriba a abajo, hasta 10° en magnitud. (Ver libración .) Estas libraciones ocurren ya que la Luna gira a velocidad constante, pero tiene una órbita elíptica e inclinada. Este efecto puede parecer pequeño, pero no sólo es mensurable, sino que constituye la mayor incógnita para encontrar el rango, ya que no hay forma de saber en qué esquina del cubo se refleja cada fotón. La matriz más grande, laEl reflector Apolo 15 de 0,6 m 2 puede tener una extensión 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 dispersión del rango de raíz cuadrática 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 unos 10 fotones, incluso en la peor orientación del conjunto de retrorreflectores.
APOLO ataca este problema utilizando un telescopio más grande y una mejor visión astronómica. Ambos han mejorado 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 multiplicada por 20. También hay una gran ganancia al obtener 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). Ver mejor 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, recogiendo luz de un punto más pequeño en la Luna. Ambos efectos escalan como el cuadrado inverso de la visión, de modo que la relación señal-ruido del retorno lunar es inversamente proporcional a la cuarta potencia de la visión. Por lo tanto, APOLLO debería ganar alrededor de 20 (del telescopio más grande) × 25 (para ver mejor) = 500 × en intensidad de señal de retorno sobre MLRS, y un factor adicional de 25 en relación señal-ruido (de menos fotones perdidos que interfieren con los deseados). ). Asimismo, APOLLO debería recibir una señal unas 50 veces más potente que la instalación OCA LLR, que tiene un telescopio de 1,5 m y 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) utilizados en el detector. Esta tecnología es necesaria para hacer frente a 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 fotón único 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 entre una serie de detectores independientes, lo que reduce la posibilidad de que dos o más fotones golpeen cualquiera de los detectores. [2]
Cualquier estación de medición láser, incluida APOLLO, mide el tiempo de tránsito y, por tanto, la distancia, desde el telescopio hasta los reflectores. 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 ello, es necesario conocer con precisión comparable (unos pocos mm) las posiciones del telescopio y de los reflectores. Dado que tanto el telescopio como los reflectores son estructuras estacionarias, podría parecer que se pueden medir con precisión y luego se conocería su posición. Esta suposición no es tan mala para la Luna, que es un entorno tranquilo. Pero en la Tierra, las estaciones se mueven bastante a 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 aproximadamente 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 cuánto aire hay sobre el sitio.
Dado que muchos de estos efectos están relacionados con el clima y también afectan el sistema de medición por láser satelital más común , las estaciones de medición tradicionalmente incluyen estaciones meteorológicas que miden la temperatura, la presión y la humedad relativa locales. APOLLO medirá todo esto, 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 el IERS mide la rotación de la Tierra y puede contabilizarse. El retraso atmosférico se comprende 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 20 a 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 kilómetros . 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.
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 hace mucho tiempo y habían recibido señales de su retrorreflector láser. [21] [22] Para el otoño de 2010, la ubicación del rover había sido trilaterada (usando mediciones de alcance desde diferentes puntos de la rotación de la Tierra y la libración de la Luna) a aproximadamente un centímetro. La ubicación cerca del borde de la Luna, combinada con la capacidad de desplazar 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 durante la luna llena . Este efecto no estuvo presente en las mediciones de principios de los años 1970, fue visible pero no fuerte en los años 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 y distorsionaba el haz de retorno. [24] Las mediciones durante el eclipse lunar total de diciembre de 2010 confirmaron que la causa eran efectos térmicos. [25] El corte repentino y la restauración de la luz permitieron observar las constantes de tiempo térmicas del efecto.
APOLLO ha estado funcionando en diversos 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 determina aproximadamente en el nivel de 15 mm. [25] La brecha entre las mediciones y la teoría podría deberse a errores sistemáticos en el alcance, 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 nueva física , el principal sospechoso es un modelado insuficiente, ya que se sabe que esto 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 precisión posible se puede aumentar a más de 2 mm. [26]
El nuevo sistema ha confirmado la precisión de mediciones anteriores. Reveló que la estimación anterior de 10 ps de error (correspondiente a 1,5 mm de incertidumbre en la distancia) atribuida al oscilador de cristal controlado por horno sincronizado por 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 exactitud de las mediciones anteriores y realizar nuevas mediciones aún más precisas, los problemas aún sin resolverLa discrepancia de 15 a 20 mm entre la teoría y la experimentación ahora se asienta con mayor firmeza en los modelos teóricos.
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 .
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