Sonda de gravedad B

Gravity Probe B ( GPB o GPB ) es un satélite Scientific American que trabaja entre 2004 y 2005 con el objetivo de verificar el efecto Lense-Thirring , consecuencia de la teoría de la relatividad general de Albert Einstein . El desarrollo del satélite está supervisado por la Universidad de Stanford . Para comprobar este efecto, el satélite lleva varios giroscopios de extrema precisión, cuya deriva se mide mediante una estrella cuyo movimiento se conoce con precisión como punto de referencia. El experimento encuentra varios contratiempos y da resultados que algunos científicos Consideran ambiguos o no proporcionan evidencia adicional en comparación con experimentos anteriores . Sin embargo enMayo de 2011, La Universidad de Stanford y la NASA anuncian que los datos recopilados proporcionados por Gravity Probe B pueden confirmar el efecto Lense-Thirring.

Contexto

La idea de utilizar un satélite para verificar ciertos aspectos de la teoría de la relatividad general se remonta al comienzo de la era espacial. Gravity Probe B es la misión de la NASA desarrollada con el Departamento de Física de la Universidad de Stanford en Estados Unidos , y la empresa Lockheed Martin como subcontratista principal. Esta misión es el segundo experimento de física fundamental sobre la gravedad en el espacio, después de Gravity Probe A  (in) (GP-A) en 1976 .

Metas

La misión Gravity Probe tiene como objetivo verificar dos de las predicciones relacionadas con la teoría de la relatividad general  :

• El efecto Lense-Thirring (o efecto magnético gravitacional o gravitomagnetismo ) establece que cerca de un cuerpo celeste que tiene un momento angular , espacio y tiempo muy importantes, es decir, el marco de referencia local, se arrastra en un movimiento de rotación. El movimiento inducido es muy débil y solo se puede detectar fácilmente cerca de un objeto particularmente masivo, como un agujero negro . Sin embargo, si tenemos un detector de suficiente sensibilidad podemos detectar el efecto Lense-Thirring debido a la Tierra. Este efecto induce una rotación extremadamente baja de 0.042 segundos de arco por año de un objeto colocado en una órbita terrestre a 640  km de altitud;
• el efecto de precesión geodésica o efecto Einstein-de Sitter surge de la curvatura del espacio-tiempo creada por el campo gravitacional de un objeto. En el caso de un objeto colocado en órbita a una altitud de 640  km, este efecto induce una rotación de 6,6 segundos de arco por año. Este efecto ya ha sido verificado, en particular a través de la influencia de la Tierra sobre la Luna con una precisión del 1%.

Principio del experimento

Principio

Un giroscopio es un instrumento que da la posición angular de su marco de referencia en relación con un marco de referencia galileano (o inercial). Un giroscopio, bajo la influencia de diferentes fuerzas (magnetismo, aceleraciones sufridas ...) pierde gradualmente su precisión. Si logramos bajar las derivas que afectan al giroscopio por debajo de cierto umbral, las modificaciones angulares restantes corresponden principalmente a la deriva vinculada a los dos efectos mencionados anteriormente. Al inicio del experimento, el eje del satélite y el giroscopio se alinea con el de una estrella casi fija cuyo desplazamiento es perfectamente conocido. Un telescopio apuntado a la estrella mantiene el eje del satélite apuntando a la estrella con extrema precisión. La deriva del giroscopio se deduce de la diferencia entre el eje del satélite y el eje del giroscopio teniendo en cuenta los movimientos específicos de la estrella. Ambos efectos se pueden medir al mismo tiempo porque actúan a lo largo de ejes ortogonales.

El giroscopio

El corazón del giroscopio consiste en una esfera (el rotor) del tamaño de una pelota de ping-pong que se coloca en rotación rápida (inicialmente planeada hasta 10,000 revoluciones por minuto pero en funcionamiento a alrededor de 4,300 revoluciones por minuto) en una cavidad. en el que se crea un vacío. La esfera está suspendida eléctricamente por seis electrodos. En el espacio, una fuerza minúscula (100 milivoltios) es suficiente para llevar a cabo esta suspensión, que constituye una de las justificaciones de la misión. La deriva del eje de rotación de la esfera se mide por el efecto Meissner  : la esfera se convierte en superconductora al cubrirse con una fina capa de niobio y enfriarse a una temperatura de 1,8 Kelvin  ; en estas condiciones, se crea un campo magnético alineado con el eje de rotación; la deriva del campo magnético y por tanto del eje de rotación se calcula mediante sensores SQUID capaces de medir campos magnéticos muy débiles. Para eliminar cualquier consecuencia de una avería y facilitar la calibración, hay cuatro giroscopios a bordo, dos de los cuales giran en una dirección y dos en la otra.

Para superar todas las fuentes de deriva distintas de las medidas y así lograr un giroscopio un millón de veces más preciso que cualquier otro desarrollado hasta ahora:

• el rotor, cortado en cuarzo , constituye una esfera perfecta y homogénea: los defectos superficiales son menores de 10 nanómetros y las diferencias de densidad interna son menores de 2 millonésimas;
• Se produce un vacío casi perfecto en la cavidad en la que se aloja el rotor. La presión es inferior a 10-12 torr  ;
• un apantallamiento magnético a varios niveles que consiste en particular en placas de metal en una fase superconductora hace que la fuerza del campo magnético terrestre y solar sentido por el giroscopio caiga a 10-17 gauss  ;
• las aceleraciones residuales a las que está sometido el satélite se neutralizan permanentemente y su valor residual se mantiene en un valor inferior a 10-11 g;
• la carga eléctrica es inferior a 108 electrones  ;
• el dipolo eléctrico es inferior a 0,1 V / m.

Medición de la deriva

El telescopio tiene una precisión de apuntado de 0,0001 segundos de arco . La estrella que se utiliza como referencia es HR 8703, IM Pegasi, una estrella muy brillante por lo tanto fácilmente detectable, cuya posición y deriva se conocen con altísima precisión (0,0002 segundos de arco por año) gracias a una campaña de observaciones previas al lanzamiento utilizando observaciones muy largas. interferometría de base . El telescopio tipo Cassegrain está hecho de un bloque de cuarzo fundido. Su apertura es de 15  cm y su distancia focal de 3,75  m . Existe la técnica diferencial para medir el desplazamiento de la estrella.

El satélite gira lentamente alrededor de la línea de visión del telescopio para eliminar cualquier asimetría.

Características del satélite

El telescopio y los giroscopios se sumergen en una vasija Dewar (un termo) de 2,5 metros de altura que contiene 2.441  litros de helio líquido que mantiene su temperatura en 2,3 ° Kelvin durante los 16 meses que durará la misión. Cada rotor está encerrado en dos medias carcasas de cuarzo. Un bloque rectangular de cuarzo contiene los cuatro giroscopios y está ubicado en el centro de masa del satélite. El telescopio se fija en la extensión del bloque que contiene los giroscopios. Todos estos instrumentos están encerrados en un tubo de dos metros de largo en el que se mantiene un alto vacío y que forma un escudo contra las influencias externas. Cientos de cables penetran en la parte superior de esta estructura conectando la instrumentación que contiene y la electrónica ubicada fuera de la embarcación Dewar. A medida que se calienta, la fase gaseosa de helio es recogida y utilizada por 16 micropropulsores agrupados en pares que sirven para controlar la posición y mantener el rotor en caída libre. El gas es expulsado continuamente por los 16 propulsores de manera simétrica, por lo tanto sin generar aceleraciones ni cambios de orientación: para hacer una corrección, la expulsión del gas se hace asimétrica. El empuje mínimo permite una corrección de la órbita de 3  × 10 −6 ° y un objetivo de 3  × 10 −7 ° . También se utilizan tres magnetoacopladores, que generan un par mediante la explotación del campo magnético terrestre, para corregir la orientación del satélite.

El satélite también cuenta con dos giroscopios estándar, cuatro receptores GPS , sensores de estrellas y sensores solares para controlar su orientación . El uso de sensores estelares es necesario para alinear el telescopio sobre su estrella, dada la estrechez del campo óptico de este (30 segundos de arco). Cuatro paneles solares que miden 3,5 por 1,3 metros se extienden a cada lado de la sonda como las alas de un molino de viento. Un parasol tubular extiende el telescopio y limita los reflejos parásitos.

Realización de la misión

Lanzamiento y calibración

GP-B se lanza el 20 de abril de 2004, a las 16:57:23 UT por un lanzador Delta II desde la plataforma de lanzamiento de Vandenberg en los Estados Unidos . La ventana de lanzamiento es muy estrecha porque el plano orbital del satélite debe pasar por la estrella de referencia, IM Pegasi  (en) . El satélite se coloca en una órbita polar de 642  km con una precisión de 100 metros del valor objetivo. Se despliegan los paneles solares, luego se orienta el telescopio para apuntar a la estrella que sirve como punto de referencia. Se inicia la fase de calibración. Está previsto que dure dos meses, pero de hecho se extenderá a lo largo de cuatro meses. Durante esta fase nos damos cuenta de que dos de los 16 micropropulsores, encargados de mantener el rotor del giroscopio en caída libre cancelando las aceleraciones, no funcionan correctamente, sin duda por la contaminación de sus mecanismos por partículas extrañas. Es necesario reconfigurar el software que controla los micropropulsores para que pueda asegurar su tarea con solo 14 máquinas. El segundo problema es mucho más grave. Los rotores de los giroscopios se colocan en rápida rotación mediante un chorro de gas helio que posteriormente se bombea. Pero este proceso no logra imprimir una velocidad de rotación tan rápida como se esperaba (entre 3.700 y 5.000 revoluciones por minuto en lugar de las 8.000-10.000 revoluciones por minuto previstas) haciendo que la alineación del eje de rotación de los rotores en el eje del telescopio sea mucho más larga. que lo esperado.

La fase de recopilación de datos científicos

La fase de calibración se completa oficialmente el 27 de agosto de 2004 : Tres de los rotores están alineados, pero el cuarto todavía se está alineando y esta tarea no se completa hasta dos semanas después. El personal del constructor de satélites Lockheed Martin transfirió la responsabilidad de las operaciones al equipo creado por la Universidad de Stanford . Los operadores deben monitorear el funcionamiento del satélite y lidiar con cualquier anomalía que surja, como una llamarada solar que afecte el funcionamiento de la computadora de a bordo. EnJulio de 2005Si bien el satélite solo tiene disponible una cantidad de helio líquido que garantiza su funcionamiento durante 2 a 3 meses, la fase de calibración posterior comienza en algunos de los giroscopios. Se trata de realizar nuevas pruebas para evaluar los errores sistemáticos y el momento de una fuerza de los rotores. La29 de septiembre de 2005, el helio se agota finalizando la fase de recogida de datos.

Resultados

Los analistas de la Universidad de Stanford y la NASA anuncian el4 de mayo de 2011que los datos recibidos de Gravity Probe B confirman dos predicciones de Albert Einstein . Pero este análisis es criticado por algunos.

Notas y referencias

1. (in) "  Gravity Probe B: Overview of the GP-B Mission  " , Universidad de Stanford .
2. (en) "  Gravity Probe B: Carga útil y nave espacial totalmente integradas  " , Universidad de Stanford (consultado el 9 de diciembre de 2011 ) .
3. (En) "  Gravity Probe B: Desafíos y soluciones tecnológicos únicos  " , Universidad de Stanford .
4. (in) "  Gravity Probe B Launch & Checkout  " , Universidad de Stanford (consultado el 9 de diciembre de 2011 ) .
5. (in) "  Gravity Probe B: On-Orbit Operations Mission  " , Universidad de Stanford (consultado el 9 de diciembre de 2011 ) .
6. Información proporcionada por los autores del artículo (en) en: GP-B .
7. En el sitio web de Stanford: (en) “La sonda de gravedad B de Stanford confirma dos teorías de Einstein” .
8. Los resultados fueron publicados en línea por la revista científica Physical Review Letters .

Ver también

Artículos relacionados

• Efecto sediento de lentes .
• Giroscopio .

enlaces externos

• (en) Sitio exclusivo de la Universidad de Stanford .