Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

Operación de medición láser lunar del Observatorio Apache Point

APOLLO dispara un láser hacia la Luna. El pulso láser se refleja en los retroreflectores lunares (véase más abajo) y regresa al telescopio. El tiempo de ida y vuelta permite cal...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita
APOLLO dispara un láser hacia la Luna. El pulso láser se refleja en los retroreflectores lunares (véase más abajo) y regresa al telescopio. El tiempo de ida y vuelta permite calcular la distancia a la Luna con gran precisión. En esta imagen, la Luna aparece sobreexpuesta, lo cual es necesario para que el rayo láser sea visible.
Retroreflector de medición lunar (LRRR) del Apolo 15. Los pequeños círculos son cubos de esquina que reflejan la luz directamente en la dirección de donde provino.

La Operación de Medición Láser Lunar del Observatorio de Apache Point , o APOLLO , [ 1 ] es un proyecto en el Observatorio de Apache Point en Nuevo México . [ 2 ] Es una extensión y avance de experimentos anteriores de medición láser lunar , que utilizan retroreflectores en la Luna para rastrear cambios en la distancia orbital lunar y el movimiento.

Utilizando telescopios terrestres, reflectores lunares y una sincronización precisa de pulsos láser , a principios de la década de 2000 los científicos lograron medir y predecir la órbita lunar con una precisión de pocos centímetros. Esta precisión constituye la prueba más rigurosa conocida de muchos aspectos de nuestras teorías sobre la gravedad . La misión APOLLO mejora aún más esta precisión, midiendo la distancia entre la Luna y la Tierra con una exactitud de pocos milímetros. Con esta información, los científicos podrán seguir investigando diversos 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 sobre el contenido energético de la Tierra y la Luna y su reacción 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 telescopio de gran tamaño en un emplazamiento con buena visibilidad atmosférica , la colaboración APOLLO obtiene reflexiones mucho más intensas que cualquier instalación existente. APOLLO registra aproximadamente un fotón láser reflejado por pulso, en comparación con el promedio de aproximadamente 0,01 fotones por pulso que registraban las instalaciones LLR anteriores. La señal de retorno más intensa de APOLLO se traduce en mediciones mucho más precisas.

Historia y motivación

La medición 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 soviéticas Luna 17 ( Lunokhod 1 ) y Luna 21 ( Lunokhod 2 ) colocaron dos conjuntos de reflectores de fabricación francesa en la Luna. Desde entonces, 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 Láser Lunar, la distancia entre el observatorio y los reflectores se podía medir con una precisión de aproximadamente25  cm . 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 la década de 1980. A principios de la década de 1990, un sistema LLR francés en el Observatorio de la Costa Azul (OCA) comenzó a funcionar con una precisión similar. [ 2 ]

Las estaciones McDonald y OCA están recopilando datos de la mejor calidad posible, considerando la cantidad de fotones que reciben de los reflectores. Si bien es posible realizar pequeñas mejoras, para obtener datos significativamente mejores se necesita un telescopio más grande y una mejor ubicación. Este es el objetivo fundamental de la colaboración APOLLO.

El láser APOLLO ha estado operativo desde octubre de 2005 y logra rutinariamente una precisión de alcance de nivel milimétrico entre la Tierra y la Luna. [ 6 ]

Objetivos científicos

El objetivo de APOLLO es llevar la precisión de LLR al rango milimétrico, lo que se traduce directamente en una mejora de un 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 pondrá a prueba:

Pruebas de los principios de equivalencia

El principio de equivalencia débil establece que todos los objetos caen de la misma manera en un campo gravitatorio, independientemente de su composición. La Tierra y la Luna tienen composiciones muy diferentes; por ejemplo, la Tierra tiene un gran núcleo de hierro , mientras que la Luna no. Además, ambas orbitan alrededor del Sol , lo que significa que ambas caen hacia el Sol en todo momento, incluso mientras 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. Según las mediciones científicas más precisas, la órbita de la Luna coincide con la predicha al suponer que la gravedad actúa de la misma manera en ambas, 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. APOLLO impondrá límites aún más estrictos.

El principio de equivalencia fuerte, según la relatividad general de Albert Einstein , predice que la masa de cualquier objeto se compone de dos partes: la masa de los átomos y la masa de la energía que lo mantiene unido . La cuestión es si la energía contribuye a la gravedad medida del objeto o a su inercia. En la relatividad general, la autoenergía 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 diversas 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 o las observaciones de supernovas que implican la existencia de energía oscura , también podrían explicarse mediante teorías alternativas de la gravedad (véase, por ejemplo, MOND ). Por lo tanto, los experimentalistas consideran importante realizar las mediciones de gravedad más precisas posibles, buscando cualquier anomalía o confirmando las predicciones de Einstein.

Las mediciones precisas a la Luna pueden 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 extender 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, alrededor de 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 orbitara únicamente alrededor de la Tierra, sería imposible determinar qué fracción de la gravedad lunar o terrestre corresponde a cada forma de masa, ya que solo se puede medir la masa 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 se encuentran 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 forma distinta 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 se vería como un desplazamiento, o polarización, de la órbita lunar alejándose del Sol con una amplitud de 13 metros. Si la violación ocurriera en sentido contrario, con la autoenergía poseyendo masa inercial pero no masa gravitacional, la órbita lunar parecería estar polarizada hacia el Sol con 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 por1,5 × 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 EP es muy simple, dependiendo únicamente de la distancia de la Luna al Sol. Esto se repite aproximadamente cada 29,5 días, un tiempo ligeramente mayor que el que tarda la Luna en orbitar la Tierra una vez, que es de 27,3  días. (Esta diferencia surge porque la Tierra se mueve a lo largo de su órbita mientras la Luna orbita a su alrededor, por lo que la Luna tiene que completar algo 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 que pueden interferir, como las mareas o el clima, no se repiten a 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. Por suerte, es pequeño, 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 de WEP y SEP. Si los experimentos no muestran ningún efecto, la explicación más natural es que ni WEP ni SEP se violan. Pero conceptualmente es posible que ambas se violen, 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 autoenergías. Pero este caso improbable 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 medición de distancia existentes pueden medir la constancia de la constante gravitacional , G , con una precisión de 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 escalara con el tamaño o la expansión del universo, los experimentos existentes ya habrían detectado esta variación. Este resultado también puede considerarse una verificación experimental del resultado teórico [ 13 ] [ 14 ] de que los sistemas ligados gravitacionalmente no participan en la expansión general del universo. APOLLO impondrá límites mucho más estrictos a dichas variaciones.

Otras pruebas

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 una precisión del 0,35 %, el gravitomagnetismo con una precisión del 0,1 %, y comprueban si la gravedad se comporta como 1/ r² , tal como se espera. La misión APOLLO mejorará todas estas mediciones.

Principios de funcionamiento

Gráfico de fotones reflejados. El eje X representa el tiempo transcurrido desde el inicio del experimento, durante el cual el telescopio emite 20 pulsos por segundo hacia la Luna. El experimento espera hasta justo antes de que se espere el retorno de cada pulso, momento en el que se abre la "puerta", permitiendo la detección de la luz reflejada. Cada retorno se representa en el eje Y como un punto, según la distancia a la que llegó dentro de la puerta. El eje Y abarca un alcance aproximado de 18 metros. Las líneas negras muestran que una gran fracción de todos los fotones detectados provienen de un objeto situado a una distancia muy específica.

APOLLO se basa en la medición del tiempo de vuelo de un láser de pulso corto reflejado por un objetivo distante, en este caso los conjuntos de retroreflectores en 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 retroreflectores en la Luna introducen más de un milímetro de error por sí mismos. No suelen estar en un ángulo recto exacto con respecto al haz incidente, por lo que los diferentes cubos de las esquinas de los retroreflectores están a diferentes distancias del transmisor. Esto se debe a que la Luna, aunque mantiene una cara hacia la Tierra, no lo hace exactamente: oscila de lado a lado y de arriba a abajo, hasta en 10° de magnitud. (Véase libración ). Estas libraciones ocurren ya que la Luna rota 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 para determinar el alcance, ya que no hay forma de saber qué cubo de esquina reflejó cada fotón. La matriz más grande, la El reflector Apollo 15 de 0,6  m² puede tener una dispersión de alcance de esquina a esquina de ≈  1,2  sin (10°)  m, o 210  mm, o aproximadamente 1,4  ns de tiempo de ida y vuelta. La dispersión de alcance cuadrática media (RMS) es entonces de aproximadamente 400  ps. Para determinar la distancia al reflector con  una precisión de 1 mm, o 7  ps, mediante el 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 al APOLLO requería solo unos 10  fotones, incluso en la peor orientación posible del conjunto de retroreflectores.

APOLLO aborda este problema utilizando un telescopio más grande y mejores condiciones de observación astronómica. Ambos aspectos representan una mejora considerable con respecto a los sistemas existentes. En comparación con la estación de medición del Observatorio McDonald, el telescopio de Apache Point tiene un área de captación de luz 20 veces mayor. Además, se obtiene una gran ventaja gracias a las mejores condiciones de observación: la combinación del sitio y el telescopio de APO puede alcanzar con frecuencia una resolución espacial de un segundo de arco, en comparación con los aproximadamente 5  segundos de arco típicos de la anterior Estación Lunar de Medición (MLRS) de McDonald. Las mejores condiciones de observación ayudan de dos maneras: aumentan la intensidad del haz láser sobre la Luna y reducen el ruido de fondo lunar, ya que se puede utilizar un campo de visión del receptor más pequeño, captando la luz de un punto más pequeño de la Luna. Ambos efectos son proporcionales al cuadrado inverso de las condiciones de observación, de modo que la relación señal-ruido de la señal lunar es inversamente proporcional a la cuarta potencia de dichas condiciones. Por lo tanto, APOLLO debería obtener una ganancia de aproximadamente 20 (gracias al telescopio más grande) × 25 (por una mejor calidad de imagen) = 500 veces en la intensidad de la señal de retorno con respecto a MLRS, y un factor adicional de 25 en la relación señal-ruido (debido a la menor cantidad de fotones dispersos que interfieren con los deseados). Asimismo, APOLLO debería obtener una señal aproximadamente 50 veces más fuerte que la instalación OCA LLR, que cuenta con un telescopio de 1,5 m y una calidad de imagen de aproximadamente 3  segundos de arco.

El aumento de la ganancia óptica genera algunos problemas debido a la posibilidad de recibir más de un fotón por pulso. El componente más novedoso del sistema APOLLO es la matriz integrada de diodos de avalancha de un solo fotón (SPAD) utilizada en el detector. Esta tecnología es necesaria para gestionar los múltiples fotones que regresan dentro de cada pulso. La mayoría de los detectores de un solo fotón 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 primero. Sin embargo, la magnitud importante es el centroide del tiempo de todos los fotones que regresan (suponiendo que el pulso y los reflectores son simétricos), por lo que cualquier sistema que pueda recibir 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 probabilidad de que dos o más fotones impacten en cualquiera de los detectores. [ 2 ]

Ubicaciones de las estaciones de modelado

Cualquier estación de medición láser, incluida la del programa APOLLO, mide el tiempo de tránsito y, por lo tanto, la distancia desde el telescopio hasta el reflector o reflectores. Pero para la ciencia de la medición de distancias lunares, lo que realmente se necesita es la distancia entre el centro de masa de la Tierra y el centro de masa de la Luna. Para ello, es necesario conocer las posiciones del telescopio y de los reflectores con una precisión comparable (unos pocos milímetros). Dado que tanto el telescopio como los reflectores son estructuras estacionarias, podría parecer que se podrían medir con precisión y, a partir de ahí, se conocería su posición. Esta suposición no es del todo errónea 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 desplaza y su rotación es irregular. Este desplazamiento se debe a diversas causas, algunas predecibles (la Luna ejerce un par de torsión sobre la protuberancia mareal de la Tierra) y otras variables (el rebote de las rocas tras la última glaciación, el clima). El clima también afecta la rotación terrestre al desplazar grandes masas de agua. Estos efectos, importantes para muchos otros proyectos científicos, cuentan incluso con su propio organismo para su seguimiento: el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación Terrestre .
  • Las estaciones se desplazan debido a las mareas . La Luna, al estar en rotación síncrona con la Tierra, presenta mareas relativamente pequeñas y repetibles de unos 10  cm. La Tierra sólida experimenta mareas más grandes, que oscilan unos 35  cm de pico a pico cada 12 horas.
  • La corteza terrestre cambia en respuesta a fluctuaciones a largo plazo, como el rebote postglacial y la carga causada por el transporte de sedimentos. [ 16 ]
  • Las condiciones meteorológicas a corto plazo también pueden afectar la ubicación del telescopio, principalmente en sentido vertical. Diversos fenómenos meteorológicos pueden ejercer presión sobre regiones específicas de la corteza terrestre, provocando un hundimiento de unos pocos milímetros. Estos efectos provienen de la atmósfera (sistemas de alta presión ejercen presión sobre la superficie terrestre) y del océano (el agua se acumula en la costa, hundiendo la corteza). Las fluctuaciones del nivel freático, causadas por la lluvia, también pueden afectar la ubicación del telescopio.
  • La presión de la luz solar desplaza ligeramente la órbita de la Luna fuera de su centro. Este es un efecto pequeño, de unos 3,65  mm, [ 17 ] pero es particularmente importante ya que imita el efecto de una violación de EP.
  • Incluso la deriva continental debe ser compensada.

Además, la atmósfera terrestre provoca un retraso adicional, ya que la velocidad de la luz es ligeramente menor a través de ella . Esto equivale a unos 1,6 metros al mirar directamente hacia Apache Point. Este retraso también se ve afectado por las condiciones meteorológicas, principalmente por 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 al método más común de medición de distancia por láser de satélites , las estaciones de medición tradicionalmente incluyen estaciones meteorológicas que miden la temperatura, la presión y la humedad relativa locales. APOLLO medirá todos estos parámetros, además de medir la gravedad local con gran 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 es medida por el IERS y puede tenerse en cuenta. 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  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 error. 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 gestionado estrictamente mediante modelos empíricos, y el agua subterránea se ha ignorado en gran medida. Es probable que APOLLO requiera mejoras en todos estos modelos para alcanzar la máxima precisión en las mediciones.

Descubrimientos

En abril de 2010, el equipo APOLLO anunció que, con la ayuda de fotos del Orbitador de Reconocimiento Lunar , habían encontrado el rover Lunokhod 1, perdido hacía mucho tiempo , y habían recibido señales de su retroreflector láser. [ 21 ] [ 22 ] Para el otoño de 2010, la ubicación del rover se había trilaterado (utilizando mediciones de distancia desde diferentes puntos de la rotación de la Tierra y la libración de la Luna) con una precisión de aproximadamente un centímetro. La ubicación cerca del limbo lunar, 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 durante la luna llena . Este efecto no estaba presente en las mediciones de principios de la década de 1970, era 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 los conjuntos, lo que generaba gradientes de temperatura que distorsionaban el haz reflejado. [ 24 ] Las mediciones realizadas durante el eclipse lunar total de diciembre de 2010 confirmaron los efectos térmicos como la causa. [ 25 ] El repentino corte y restablecimiento de la luz permitió observar las constantes de tiempo térmicas del efecto.

Estado

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

  • Los 5 reflectores (tres Apollo y dos Lunokhod) realizaron mediciones de distancia de forma rutinaria.
  • Hasta 12 fotones en un solo pulso (limitado por el detector; podrían haber sido más).
  • Se mantuvo una tasa de detección de aproximadamente 3 fotones por pulso durante varios minutos. Esto representa unas 65 veces más fotones detectados que en intentos anteriores.
  • Se han detectado hasta 50.000 fotones de retorno 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 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 diferencia 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 nueva física , el principal sospechoso es el modelado insuficiente, ya que se sabe que esto es complejo y difícil.

Para que APOLLO pudiera mejorar más allá del nivel de precisión de medición de partes por billón, en 2016 añadió un reloj atómico de cesio y mejoró el sistema de calibración. [ 26 ] [ 27 ] Con el nuevo sistema en funcionamiento, la precisión posible puede aumentarse a mejor que 2  mm. [ 26 ]

El nuevo sistema ha confirmado la exactitud de las mediciones anteriores. Reveló que la estimación previa de 10  ps de error (equivalente a 1,5  mm de incertidumbre de distancia) atribuida al oscilador de cristal controlado por horno sincronizado con GPS del APOLLO era demasiado baja; la cifra real se acercaba a los 20 ps (3 mm). [ 28 ] Sin embargo, un registro minucioso permitió reanalizar los datos antiguos a la luz de la nueva comprensión de las variaciones del reloj y recuperar la mayor parte de la exactitud. [ 28 ]  

Al confirmar la exactitud de las mediciones anteriores y realizar nuevas mediciones aún más precisas, se resuelve el problema aún no resuelto.La discrepancia de 15 a 20  mm entre la teoría y el experimento ahora se atribuye con mayor firmeza a los modelos teóricos.

La colaboración

APOLLO es una colaboración entre: la Universidad de California en San Diego ( Tom Murphy, investigador principal ), la Universidad de Washington , Harvard , el Laboratorio de Propulsión a Chorro , el Laboratorio Lincoln , Northwest Analysis, el Observatorio Apache Point y la Universidad Estatal de Humboldt .

Referencias

  1. ↑ Sitio web de APOLLO. "La operación de medición láser lunar del Observatorio Apache Point" .
  2. 1 2 3 4 Murphy Jr., TW; Strasburg, JD; Stubbs, CW; Adelberger, EG; Angle, J.; Nordtvedt, K.; et al. (enero de 2008). "La operación de medición láser lunar del Observatorio Apache Point (APOLLO)" (PDF) . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 120 (863): 20– 37. arXiv : 0710.0890 . Bibcode : 2008PASP..120...20M . doi : 10.1086/526428 . S2CID 12695081 .  
  3. ↑ "Historia de la medición láser y los sistemas MLRS" . Observatorio McDonald.
  4. ^ Bender, PL; Currie, director general; Dicke, RH; Eckhardt, DH; Faller, JE; Kaula, WM; et al. (1973). "El experimento de alcance del láser lunar". Ciencia . 182 (4109): 229– 38. Bibcode : 1973Sci...182..229B . doi : 10.1126/ciencia.182.4109.229 . PMID 17749298 . S2CID 32027563 .   
  5. ↑ Dickey, JO; Bender, PL; Faller, JE; Newhall, XX; Ricklefs, RL; Ries, JG; et al. (1994). "Medición de distancias con láser lunar: un legado continuo del programa Apolo" (PDF) . Science . 265 (5171): 482–90 . Bibcode : 1994Sci...265..482D . doi : 10.1126 /science.265.5171.482 . PMID 17781305. S2CID 10157934 .   
  6. ↑ Murphy Jr., TW; Adelberger, EG; Battat, JBR; Hoyle, CD; Johnson, NH; McMillan, RJ; et al. (2012). "APOLLO: alcance láser lunar de milímetros" (PDF) . Classical and Quantum Gravity . 29 (18) 184005. IOP Publishing. Bibcode : 2012CQGra..29r4005M . doi : 10.1088/0264-9381/29/18/184005 . S2CID 13240200 .  
  7. ↑ Williams, JG; Newhall, XX y Dickey, JO (1996). "Parámetros de relatividad determinados a partir de mediciones láser lunares". Physical Review D. 53 ( 12): 6730– 6739. Bibcode : 1996PhRvD..53.6730W . doi : 10.1103/PhysRevD.53.6730 . PMID 10019959 . 
  8. ↑ Anderson, JD y Williams, JG (2001). "Pruebas de largo alcance del principio de equivalencia". Classical and Quantum Gravity . 18 (13): 2447– 2456. Bibcode : 2001CQGra..18.2447A . doi : 10.1088/0264-9381/18/13/307 . S2CID 250861959 . 
  9. ↑ Clifford M. Will. "El enfrentamiento entre la relatividad general y el experimento" . Sociedad Max Planck. Archivado del original el 3 de marzo de 2016. Consultado el 24 de mayo de 2019 ., sección 3.6.
  10. ↑ Nordtvedt, K. (1995). "Los observables de órbita relativista en la medición láser lunar". Icarus . 114 (1): 51– 62. Bibcode : 1995Icar..114...51N . doi : 10.1006/icar.1995.1042 .
  11. ↑ Damour, T. y Vokrouhlický, D. (1996). "Principio de equivalencia y la Luna". Physical Review D. 53 ( 8): 4177– 4201. arXiv : gr-qc/9507016 . Bibcode : 1996PhRvD..53.4177D . doi : 10.1103 /PhysRevD.53.4177 . PMID 10020415. S2CID 29854472 .  
  12. ↑ Müller, J. y Nordtvedt, K. (1998). "Medición de distancias mediante láser lunar y la señal del principio de equivalencia". Physical Review D. 58 ( 200) 062001. Bibcode : 1998PhRvD..58f2001M . doi : 10.1103/PhysRevD.58.062001 .
  13. ↑ Einstein, Albert y Ernst G. Straus (1945). "La influencia de la expansión del espacio en los campos gravitatorios que rodean a las estrellas individuales". Reviews of Modern Physics . 17.2 (3): 120– 124. Bibcode : 1945RvMP...17..120E . doi : 10.1103/RevModPhys.17.120 .{{cite journal}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
  14. ↑ Noerdlinger, PD; Petrosian, V. (1971). "El efecto de la expansión cosmológica en conjuntos autogravitantes de partículas" . Astrophysical Journal . 168 : 1. Bibcode : 1971ApJ...168....1N . doi : 10.1086/151054 .
  15. ↑ Murphy, T. "Los fundamentos de la medición de distancias lunares" . UCSD.
  16. ↑ JPL/NASA. "La NASA afirma que los sedimentos glaciares contribuyen al hundimiento de la costa de Luisiana" . Spaceflight Now.
  17. ↑ David Vokrouhlický (1997). "Una nota sobre las perturbaciones de la radiación solar en el movimiento lunar". Icarus . 126 (2): 293– 300. Bibcode : 1997Icar..126..293V . doi : 10.1006/icar.1996.5652 . S2CID 122769233 . 
  18. ↑ "Sensores de gravedad superconductores" . GWR Instruments. Archivado del original el 2 de marzo de 2019. Consultado el 13 de marzo de 2019 .
  19. ↑ Marini, JW y Murray, CW Jr. (1973). "Corrección de datos de seguimiento de rango láser para refracción atmosférica en ángulos de elevación superiores a 10 grados" (PDF) . Informe técnico de la NASA X-591-73-351 . 
  20. ↑ Pavlis, EC y Mendes, VB (2000). "Funciones de mapeo mejoradas para correcciones de refracción atmosférica para LR: resultados de validación preliminares". 12º Taller Internacional sobre Medición Láser, Matera, Italia .
  21. ↑ Klotz, Irene (27 de abril de 2010). "Perdido y encontrado: Rover lunar soviético" . Seeker . Recuperado el 9 de julio de 2017 .
  22. ↑ Coulter, Dauna (3 de junio de 2010). "Un antiguo rover lunar emite sorprendentes destellos láser hacia la Tierra" . Science@ NASA . Consultado el 9 de julio de 2017 .
  23. ↑ Murphy Jr., TW; Adelberger, EG; Battat, JBR; Hoyle, CD; Johnson, NH; McMillan, RJ; et al. (febrero de 2011). "Medición láser al reflector perdido Lunokhod~1". Icarus . 211 (2): 1103– 1108. arXiv : 1009.5720 . Bibcode : 2011Icar..211.1103M . doi : 10.1016/j.icarus.2010.11.010 . S2CID 11247676 .  
  24. ^ Murphy Jr., TW; Adelberger, EG; Battat, JBR; Hoyle, CD; McMillan, RJ; Michelsen, EL; et al. (Julio de 2010). "Degradación a largo plazo de dispositivos ópticos en la Luna" (PDF) . Ícaro . 208 (1): 31– 35. arXiv : 1003.0713 . Código Bib : 2010Icar..208...31M . doi : 10.1016/j.icarus.2010.02.015 . S2CID 15312857 .  
  25. 1 2 3 4 Murphy, Thomas (19 de mayo de 2011). Actualización del estado de APOLLO (PDF) . 17º Taller Internacional sobre Medición de Distancias por Láser . Bad Kötzting , Alemania.
  26. 1 2 Adelberger, EG; Battat, JBR; Birkmeier, KJ; Colmenares, NR; Davis, R.; Hoyle, CD; Huang, LR; McMillan, RJ; Murphy Jr., TW; Schlerman, E.; Skrobol, C.; Stubbs, CW; Zach, A. (29 de junio de 2017). "Un sistema de calibración absoluta para mediciones APOLLO con precisión milimétrica". Classical and Quantum Gravity . 34 (24): 245008. arXiv : 1706.09550 . Bibcode : 2017CQGra..34x5008A . doi : 10.1088/1361-6382/aa953b . S2CID 9249369 . 
  27. ^ Batata, JBR; Huang, LR; Schlerman, E.; Murphy, TW hijo; Colmenares, NR; Davis, R. (1 de julio de 2017). "Calibración temporal del experimento APOLLO". arXiv : 1707.00204 [ astro-ph.IM ].
  28. 1 2 Liang, Y.; Murphy Jr., TW; Colmenares, NR; Battat, JBR (28 de junio de 2017). "Rendimiento del reloj APOLLO y correcciones del punto normal". Classical and Quantum Gravity . 34 (24): 245009. arXiv : 1706.09421 . Bibcode : 2017CQGra..34x5009L . doi : 10.1088/1361-6382/aa953c . S2CID 31927794 . 
  • Lo que Neil y Buzz dejaron en la Luna: descripción de la NASA sobre los fundamentos de la medición láser lunar.
  • Página web principal del proyecto de medición láser lunar de Apache Point