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La llegada del hombre a la Luna: nuevos instrumentales y mediciones… ¡el tiempo no escapa!

Por la Dra. Elisa Felicitas Arias. Observatoire de Paris - SYRTE Ex-directora del Departamento de Tiempo, BIPM.
Astrónoma graduada por la Facultad de Cs. Astronómicas y Geofísicas-UNLP. Se doctoró en el Observatorio de París.

"El 20 de julio de 1969 el mundo se paralizó ante un evento que parecía irrealizable, la historia de ciencia ficción imaginada por Julio Verne un siglo antes se hizo realidad. La misión norteamericana Apollo 11 puso tres hombres sobre la Luna. Sentada frente al televisor, equipada de una cámara fotográfica de buena calidad para guardar imágenes de esta hazaña, me preguntaba si la superficie lunar sería tal como se creía a partir de los datos recolectados desde la Tierra, si resistiría al alunizaje de un vehículo y a la pisada del hombre. Creo que lo más impactante fue la magia de las imágenes transmitidas en directo, las voces deformadas, los ruidos del espacio. Cincuenta años más tarde, la emoción del momento sigue presente, pero ahora completada por un análisis que toma validez por mi formación profesional. La llegada del hombre a la Luna impulsó muy probablemente el desarrollo de tecnologías, y abrió el camino a una nueva escala en las comunicaciones, superando los enlaces intercontinentales que comenzaron a existir en la década del ´60. El uso de satélites de telecomunicaciones se mundializó, y el mundo empezó a ser más pequeño.

Las actividades humanas están estrechamente vinculadas a la medida; esto no escapa al mundo de la física, donde la medida es el factor primordial. Sin medida, no hay información. Cuanto más precisa y exacta es la medida, mayor es la probabilidad de llegar a resultados relevantes. Cuanto más universal es la medida, mayor es la posibilidad de validarla en tiempo y espacio. Es esencial respetar las convenciones internacionales de medida basándolas en el Sistema Internacional de Unidades (SI), lo cual las hace trazables a los estándares internacionales, y en consecuencia, comparables.

Los primeros cincuenta años de permanencia de la huella de la pisada de Neil Armstrong en la superficie lunar coinciden con un periodo de fulgurante progreso en nuestra capacidad de medir, y en consecuencia en mejorar el conocimiento del universo próximo y lejano.

La misión Apollo 11 dejó instrumentos operando en la superficie lunar; un sismógrafo alimentado con paneles solares capaz de transmitir información de actividad sísmica a estaciones de recepción sobre la Tierra por intermedio de satélites. Un panel con retro reflectores que devuelven por reflexión un haz de luz coherente.

Nace entonces la técnica de telemetría láser a la Luna (Lunar Laser Ranging, LLR ), y se instalan varios telescopios en el mundo concebidos para dirigir un haz láser hacia un blanco de pocos centímetros cuadrados a 380.000 km de la Tierra. Las misiones lunares que se sucedieron depositaron otros retro reflectores en puntos de interés sobre la Luna.

Una medición consiste en determinar el tiempo de un viaje de ida y vuelta del rayo láser, lo que permitió incrementar notablemente el conocimiento de nuestro satélite con una mejor determinación de la distancia Tierra-Luna; optimizar los parámetros orbitales y estudiar los movimientos de libración. Las observaciones realizadas con la técnica de telemetría láser a la Luna contribuyen a la realización del sistema de referencia celeste dinámico, basado en los movimientos de los cuerpos del sistema solar.

Una extensión de esta técnica desarrollada en la década del ´70 fue la telemetría laser a satélites artificiales (Satellite Laser Ranging, SLR); con un principio de funcionamiento similar, apuntando un haz láser sobre satélites equipados de retro reflectores se obtienen datos que permiten estudiar con más detalle a nuestro planeta, determinar las variaciones de su campo gravitacional, las deformaciones de la Tierra y contribuir a la realización del sistema de referencia terrestre.

La medida de distancias está vinculada a la unidad de longitud del SI, el metro. Definido en el siglo XVIII como la diezmillonésima parte del arco meridiano entre el polo y el ecuador terrestre, medido en expediciones científicas organizadas por sabios franceses, su longitud se materializó en la barra de platino e iridio depositada en la Oficina Internacional de Pesos y Medidas (Bureau International des Poids et Mesures, BIPM) creada en 1875 en Sèvres.

Fue la definición oficial del metro hasta 1960, cuando fue modificada por aquella que lo basa en un número de longitudes de onda de la radiación del átomo de Kriptón 86, mejorando en casi cincuenta veces la precisión de la definición precedente. Pero esta decisión de la Conferencia General de Pesos y Medidas no solamente implicó una mejora substancial de la precisión de la medida de las longitudes, sino que convirtió al metro en la primera unidad en estar definida en base a una constante de la naturaleza.

En base a esta definición se realizaron las medidas que pusieron al hombre en la Luna, y los datos que a partir de ella se obtuvieron. Una nueva modificación aumentó aún más la precisión en 1983, al redefinirse el metro por medio de la relación entre el segundo y el valor constante de la velocidad de la luz en el vacío. Un haz de luz coherente de radiación láser estabilizada permite desde entonces realizar el metro con una precisión de partes en 10 12.

La medida de la distancia utilizando la reflexión de un haz de luz coherente es en realidad una medida del tiempo de trayecto de la luz. Más allá de esta técnica de medida de distancias, existen otras que se basan en el mismo principio, tal como la determinación de distancias a los satélites de los sistemas globales de navegación (GPS, GLONASS, BeiDou, Galileo) necesarias para la operación coordinada de los satélites y para la explotación de sus datos. En todos los casos, se trata de una medida básica de tiempo de trayecto de la señal, que permite recuperar la distancia. Llegamos entonces al otro punto clave en la mejora del conocimiento del mundo físico: la medida del tiempo.

En 1968 la Conferencia General de Pesos y Medidas adoptó una nueva definición del segundo, basada en la frecuencia de la transición hiperfina del átomo de cesio 133. De esta manera, la unidad de tiempo abandonó su definición astronómica y se transformó en la segunda unidad definida en base a una constante de la naturaleza, junto con el metro. Este cambio fue consecuencia del desarrollo del primer patrón de frecuencias basado en el cesio en Inglaterra en 1956, y de la existencia de artefactos similares operando en Estados Unidos y Canadá. Sucedió al segundo basado en el movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol y mejoró la precisión en tres órdenes de magnitud, convirtiendo al segundo en la unidad mejor determinada en la época, en el rango de partes en 10 11, lugar que como veremos sigue ocupando hoy, habiendo llegado a partes en 10 16 con las fuentes de cesio.

Si bien el segundo respondía a una definición atómica, la escala de tiempo de referencia en momentos de la llegada del hombre a la Luna era aún de naturaleza astronómica, conocida como tiempo universal, vinculado con el meridiano de Greenwich. Pero la existencia de algunos relojes atómicos en los Estados Unidos de Norteamérica permitió seguramente que fueran utilizados en la misión.

Fue en 1972 cuando convenios internacionales dieron nacimiento al Tiempo Universal Coordinado (UTC), basado en el segundo atómico, pero sincronizado al tiempo de la rotación terrestre mejor que 1 segundo, favoreciendo aplicaciones que así lo requerían. UTC tiene hoy una estabilidad de partes en 1016durante un mes, y alta exactitud (también partes en 10 16) gracias al aporte de casi 450 relojes atómicos y una docena de patrones primarios de frecuencia distribuidos en el planeta que realizan el segundo con una precisión de entre 2 y 10 partes en 1016. Parte de estos artefactos son utilizados en los centros donde se realizan misiones espaciales y en institutos de astronomía y geodesia.

También la evolución de los sistemas de referencia en la Tierra y en el espacio fue enorme desde los años setenta. El proyecto MERIT (Monitor Earth Rotation and Intercompare Technics) fue iniciado en 1978 por la Unión Astronómica Internacional (UAI) y patrocinado por la Unión Internacional de Geodesia y Geofísica (UGGI) para incentivar a la utilización de las nuevas técnicas espaciales en el monitoreo de la rotación de la Tierra (telemetría laser y radio interferometría).

Resultado de los estudios derivados del proyecto fue la decisión de abandonar las técnicas clásicas de observación (círculos de paso, astrolabios y tubos cenitales, por ejemplo), y de crear una estructura internacional que hoy continúa, para la determinación de los sistemas de referencia utilizando las técnicas más sofisticadas. Estas técnicas son hoy la telemetría laser, los sistemas globales de navegación por satélite (principalmente GPS), el sistema DORIS (una especia de GPS al revés, con balizas en órbita que reciben señales desde Tierra), y la interferometría de muy larga línea de base (VLBI). En conjunto algunas de ellas, o separadamente, proveen las observaciones necesarias a la determinación de los parámetros de orientación de la Tierra, a la definición y realización de los sistemas de referencia terrestre y celeste.

En particular, el sistema de referencia celeste adoptado en la época de Apollo 11 estaba basado en posiciones fundamentales de algunos miles de estrellas brillantes de nuestra galaxia, afectadas de movimientos propios que contaminaban la estabilidad del sistema. Cincuenta años más tarde, el sistema de referencia celeste internacional está realizado por un conjunto de varios miles de cuásares observados en VLBI, carentes de movimientos propios aparentes, y completado con posiciones y movimientos propios precisos de millones de estrellas observadas en la misión GAIA de la Agencia Espacial Europea.

La evolución incesante de las técnicas científicas y la gran precisión de los relojes atómicos permitieron, desde el hito marcado por la llegada del hombre a la Luna, llegar a planetas del sistema solar, aterrizar en Marte y extraer información, descubrir exoplanetas, mantener una estación orbital habitada y operando instrumental, intentar probar la universalidad de las leyes de la física, medir la expansión del universo, detectar la explosión de supernovas, encontrar agujeros negros y escudriñar el origen del universo".

 

 

Actualizado el 19/07/2019