Experimento de alcance láser lunar

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Medindo la distancia entre la Tierra y la Luna con luz láser

Experimento Lunar Laser Ranging de la misión Apollo 11

Rastreo láser lunar (LLR) es la práctica de medir la distancia entre las superficies de la Tierra y la Luna utilizando el rango láser. La distancia se puede calcular a partir del tiempo de ida y vuelta de los pulsos de luz láser que viajan a la velocidad de la luz, que son reflejados de regreso a la Tierra por la superficie de la Luna o por uno de los cinco retrorreflectores instalados en la Luna durante el programa Apolo. (11, 14 y 15) y misiones Lunokhod 1 y 2.

Aunque es posible reflejar la luz o las ondas de radio directamente desde la superficie de la Luna (proceso conocido como EME), se puede realizar una medición de alcance mucho más precisa utilizando retrorreflectores, ya que debido a su pequeño tamaño, la la dispersión temporal en la señal reflejada es mucho menor.

Hay disponible una reseña de Lunar Laser Ranging.

Las mediciones de rango láser también se pueden realizar con retrorreflectores instalados en satélites en órbita lunar como el LRO.

Historia

Apolo 15 LRRR

Apolo 15 LRRR esquema

Las primeras pruebas exitosas de alcance lunar se llevaron a cabo en 1962 cuando Louis Smullin y Giorgio Fiocco del Instituto de Tecnología de Massachusetts lograron observar pulsos láser reflejados desde la superficie de la Luna usando un láser con una longitud de pulso de 50J y 0,5 milisegundos.. Más tarde ese mismo año, un equipo soviético en el Observatorio Astrofísico de Crimea obtuvo mediciones similares utilizando un láser de rubí de conmutación Q.

Poco después, el estudiante graduado de la Universidad de Princeton, James Faller, propuso colocar reflectores ópticos en la Luna para mejorar la precisión de las mediciones. Esto se logró luego de la instalación de una matriz de retrorreflectores el 21 de julio de 1969 por parte de la tripulación del Apolo 11. Las misiones Apolo 14 y Apolo 15 dejaron dos matrices de retrorreflectores más. El 1 de agosto de 1969, el telescopio de 3,1 m del Observatorio Lick informó por primera vez de mediciones satisfactorias del alcance del láser lunar a los retrorreflectores. Pronto siguieron las observaciones del Observatorio de Rango Lunar de los Laboratorios de Investigación de Cambridge de la Fuerza Aérea en Arizona, el Observatorio Pic du Midi en Francia, el Observatorio Astronómico de Tokio y el Observatorio McDonald en Texas.

Los rovers soviéticos Lunokhod 1 y Lunokhod 2 no tripulados llevaban matrices más pequeñas. Las señales reflejadas fueron recibidas inicialmente desde Lunokhod 1 por la Unión Soviética hasta 1974, pero no por los observatorios occidentales que no tenían información precisa sobre la ubicación. En 2010, el Orbitador de Reconocimiento Lunar de la NASA localizó el rover Lunokhod 1 en las imágenes y en abril de 2010, un equipo de la Universidad de California midió la matriz. La matriz de Lunokhod 2's continúa devolviendo señales a la Tierra. Los conjuntos de Lunokhod sufren un rendimiento reducido bajo la luz solar directa, un factor considerado en la ubicación del reflector durante las misiones Apolo.

La matriz del Apolo 15 es tres veces más grande que las matrices que dejaron las dos misiones Apolo anteriores. Su tamaño lo convirtió en el objetivo de las tres cuartas partes de las medidas de muestra tomadas en los primeros 25 años del experimento. Las mejoras en la tecnología desde entonces han resultado en un mayor uso de los conjuntos más pequeños, por sitios como el Observatorio Côte d'Azur en Niza, Francia; y la Operación de Alcance por Láser Lunar del Observatorio Apache Point (APOLLO) en el Observatorio Apache Point en Nuevo México.

En la década de 2010 se planificaron varios retrorreflectores nuevos. El reflector MoonLIGHT, que iba a ser colocado por el módulo de aterrizaje privado MX-1E, fue diseñado para aumentar la precisión de la medición hasta 100 veces con respecto a los sistemas existentes. El lanzamiento del MX-1E estaba programado para julio de 2020; sin embargo, a partir de febrero de 2020, el lanzamiento del MX-1E se canceló.

Principio

Imagen anotada del lado cercano de la Luna mostrando la ubicación de los retroreflectores dejados en la superficie por las misiones de Apolo y Lunokhod

La distancia a la Luna se calcula aproximadamente usando la ecuación: $distancia = (velocidad de la luz \times duración del retraso debido a la reflexión) / 2$ . Dado que la velocidad de la luz es una constante definida, la conversión entre distancia y tiempo de vuelo se puede realizar sin ambigüedad.

Para calcular la distancia lunar con precisión, se deben considerar muchos factores además del tiempo de ida y vuelta de aproximadamente 2,5 segundos. Estos factores incluyen la ubicación de la Luna en el cielo, el movimiento relativo de la Tierra y la Luna, la rotación de la Tierra, la libración lunar, el movimiento polar, el clima, la velocidad de la luz en varias partes del aire, el retraso de la propagación a través de la Tierra. 39;s atmósfera, la ubicación de la estación de observación y su movimiento debido al movimiento de la corteza y las mareas, y los efectos relativistas. La distancia cambia continuamente por varias razones, pero tiene un promedio de 385 000,6 km (239 228,3 mi) entre el centro de la Tierra y el centro de la Luna. Las órbitas de la Luna y los planetas se integran numéricamente junto con la orientación de la Luna llamada Libración física.

En la superficie de la Luna, el haz tiene unos 6,5 kilómetros (4,0 millas) de ancho y los científicos comparan la tarea de apuntar el haz con usar un rifle para golpear una moneda de diez centavos en movimiento a 3 kilómetros (1,9 millas) de distancia. La luz reflejada es demasiado débil para ver con el ojo humano. De 10²¹ fotones dirigidos al reflector, solo se recibe uno en la Tierra, incluso en buenas condiciones. Se pueden identificar como originados por el láser porque el láser es altamente monocromático.

A partir de 2009, la distancia a la Luna se puede medir con precisión milimétrica. En un sentido relativo, esta es una de las mediciones de distancia más precisas jamás realizadas, y es equivalente en precisión a determinar la distancia entre Los Ángeles y Nueva York con una precisión del ancho de un cabello humano.

Lista de catadióptricos

Lista de observatorios

La siguiente tabla presenta una lista de estaciones de medición de distancia por láser lunar activas e inactivas en la Tierra.

Estaciones de carga de láser lunar
Observatorio	Proyecto	Tiempos de funcionamiento	Telescopio	Laser	Precisión del rango
McDonald Observatorio, Texas, EE.UU.	MLRS	1969-1985 1985–2013	2.7 m	694 nm, 7 J 532 nm, 200 ps, 150 mJ
Observatorio Astrofísico de Crimea (CrAO), URSS		1974, 1982-1984		694 nm	3.0 a 0,6 m
Côte d'Azur Observatory (OCA), Grasse, France	MeO	1984-1986 1986–2010 2010–presente (2021)		694 nm 532 nm, 70 ps, 75 mJ 532/1064 nm
Haleakala Observatorio, Hawaii, Estados Unidos	LURE	1984-1990		532 nm, 200 ps, 140 mJ	2.0 cm
Matera Laser Ranging Observatory (MLRO), Italia		2003–present (2021)		532 nm
Observatorio Apache Point, Nuevo México, Estados Unidos	APOLLO	2006–2020		532 nm, 100 ps, 115 mJ	1.1 mm
Geodetic Observatory Wettzell, Germany	WLRS	2018–presente (2021)		1064 nm, 10 ps, 75 mJ
Yunnan Astronomical Observatorio, Kunming, China		2018	1,2 m	532 nm, 10 ns, 3 J	nivel del metro

Análisis de datos

Los datos del alcance del láser lunar se recopilan para extraer valores numéricos de una serie de parámetros. El análisis de los datos de rango involucra la dinámica, la geofísica terrestre y la geofísica lunar. El problema de modelado involucra dos aspectos: un cálculo preciso de la órbita lunar y la orientación lunar, y un modelo preciso para el tiempo de vuelo desde una estación de observación a un retrorreflector y de regreso a la estación. Los datos modernos de alcance láser lunar se pueden ajustar con un residual rms ponderado de 1 cm.

El centro de la Tierra al centro de la distancia Lunar está computado por un programa que integra numéricamente las órbitas lunares y planetarias contando con la atracción gravitatoria del Sol, planetas y una selección de asteroides.

El mismo programa integra la orientación de 3 ejes de la Luna llamada Libración física.

El modelo de gama incluye

La posición de la estación contable de movimiento debido a la tectónica de placa, rotación de la Tierra, precesión, nutación y movimiento polar.

mareas en la Tierra sólida y movimiento estacional de la Tierra sólida con respecto a su centro de masa.
Transformación relativa del tiempo y las coordenadas del espacio desde un marco que se mueve con la estación a un marco fijo con respecto al centro del sistema solar de masa. La contracción de Lorentz de la Tierra es parte de esta transformación.
Dilatación en la atmósfera de la Tierra.
Retraso relativo debido a los campos de gravedad del Sol, la Tierra y la Luna.
La posición del retroreflector contando la orientación de la Luna y las mareas del cuerpo sólido.
Contracción de Lorentz de la Luna.
Ampliación térmica y contracción de los montajes retroreflector.

Para el modelo terrestre, las Convenciones IERS (2010) son una fuente de información detallada.

Resultados

Los datos de medición del alcance del láser lunar están disponibles en el Centro de análisis lunar del Observatorio de París, los archivos del Servicio internacional de alcance del láser y las estaciones activas. Algunos de los hallazgos de este experimento a largo plazo son:

Propiedades de la Luna

La distancia a la Luna se puede medir con precisión milímetro.
La Luna se está alejando de la Tierra a un ritmo 3,8 cm/año. Esta tasa se ha descrito como anómalamente alta.
El núcleo fluido de la Luna se detectó a partir de los efectos de la disipación de límites de núcleo/manto.
La Luna tiene libraciones físicas libres que requieren uno o más mecanismos estimulantes.
La disipación de mareas en la Luna depende de la frecuencia de marea.
La Luna probablemente tiene un núcleo líquido de alrededor del 20% del radio de la Luna. El radio del límite de manto núcleo lunar se determina como 381±12 km.
El aplanamiento polar del límite de manto núcleo lunar se determina como (2,2)±0.6)×10⁻⁴.
La nutación núcleo libre de la Luna se determina como 367±100 yr.
Los lugares exactos para los retroreflectores sirven como puntos de referencia visibles para orbitar naves espaciales.

Física gravitatoria

La teoría de la gravedad de Einstein (la teoría general de la relatividad) predice la órbita de la Luna dentro de la precisión de las mediciones del láser que van.
La libertad de Gauge desempeña un papel importante en una interpretación física correcta de los efectos relativistas en el sistema Tierra-Moon observado con la técnica de LLR.
La probabilidad de cualquier efecto Nordtvedt (aceleración hipotética diferencial de la Luna y la Tierra hacia el Sol causada por sus diferentes grados de compactidad) ha sido descartada a alta precisión, apoyando fuertemente el fuerte principio de equivalencia.
La fuerza universal de la gravedad es muy estable. Los experimentos han limitado el cambio en la constante gravitacional de Newton G a un factor (22)±7)×10⁻¹³ por año.