Creo que la respuesta mucho mejor aquí que Saturno V sería considerar un satélite llamado “Gravity Probe B”.
Gravity Probe B (GP-B) fue una misión basada en satélites que se lanzó el 20 de abril de 2004 en un cohete Delta II. La fase de vuelo espacial duró hasta 2005 y fue para probar general
Para probar la teoría de la relatividad general de Einstein, la sonda de gravedad B debe medir dos ángulos minúsculos con giroscopios giratorios, que flotan en el espacio. Si bien el concepto de Gravity Probe B es relativamente simple, la realización del experimento requirió una de las tecnologías más precisas y sofisticadas jamás desarrolladas. De hecho, los científicos e ingenieros de Stanford, Lockheed Martin y la NASA tuvieron que inventar más de una docena de tecnologías totalmente nuevas para cumplir con las restricciones cercanas a cero de GP-B, porque gran parte de la tecnología requerida simplemente no existía cuando el experimento fue primero sugerido a fines de 1959 – principios de 1960. Einstein, él mismo un empleado de patentes, hubiera disfrutado revisando estas tecnologías extraordinarias. Esta sección describe las tecnologías de los cuatro sistemas que constituyen el corazón del experimento GP-B.
Los giroscopios más perfectos del mundo
Para medir los ángulos minúsculos predichos por la teoría de Einstein, el equipo GP-B necesitaba construir un giroscopio casi perfecto, uno cuyo eje de giro no se alejara de su punto de partida en más de cien billonésimas de grado cada hora que Estaba girando. En comparación, la deriva del eje de giro en los giroscopios terrestres más sofisticados, que se encuentran en aviones de alta tecnología y submarinos nucleares, es siete órdenes de magnitud (más de diez millones de veces) mayor de lo que GP-B podría permitir.
Rotores Gyro
Tres características físicas de cualquier giroscopio pueden hacer que su eje de giro se desplace, independientemente de la precesión de la relatividad general predicha por la teoría de Einstein:
- Un desequilibrio en la distribución de masa o densidad dentro del giroscopio
- Una superficie asimétrica irregular en el exterior del giroscopio.
- Fricción entre los cojinetes y el eje del giroscopio.
Esto significaba que un rotor de giroscopio GP-B tenía que estar perfectamente equilibrado y homogéneo en el interior, tenía que estar libre de cojinetes o soportes, y tenía que funcionar en el vacío con solo unas pocas moléculas. Después de años de trabajo y la invención de nuevas tecnologías y procesos para pulir, medir la esfericidad y el recubrimiento, el resultado fue una esfera homogénea de 1,5 pulgadas de cuarzo fundido puro, pulido dentro de unas pocas capas atómicas perfectamente lisas. De hecho, los rotores giroscópicos GP-B ahora figuran en la base de datos Guinness de récords mundiales como los objetos más redondos jamás fabricados, superados en esfericidad solo por estrellas de neutrones.
Los rotores esféricos son el corazón de cada giroscopio GP-B. Fueron tallados en bloques de cuarzo puro, cultivados en Brasil y luego fusionados (horneados) y refinados en un laboratorio en Alemania. La composición interior de cada rotor giroscópico es homogénea dentro de dos partes en un millón. En su superficie, cada rotor de giroscopio está a menos de tres diez millonésimas de pulgada de la esfericidad perfecta. Esto significa que cada punto en la superficie del rotor es exactamente la misma distancia desde el centro del rotor hasta 3 × 10-7 pulgadas.
Aquí hay dos formas de imaginar lo suave que es esto. Primero, compare la suavidad del rotor giroscópico GP-B con otro objeto liso: un disco compacto. Los CD y DVD aparecen y se sienten increíblemente suaves. Los hoyos en la superficie del disco compacto, que transportan la información digital, tienen menos de 4 / 100,000ths de una pulgada de profundidad (una millonésima parte de un metro). Sin embargo, en comparación con el giroscopio GP-B, la superficie de un CD es como papel de lija. Las protuberancias y los valles en la superficie del giroscopio GP-B son 100 veces más pequeños que los de un CD. Visto con el mismo aumento, uno apenas podía ver imperfecciones en la superficie del giroscopio.
Alternativamente, imagine un giroscopio GP-B ampliado al tamaño de la Tierra. En la Tierra, las montañas más altas, como el Monte Everest, tienen decenas de miles de pies de altura. Del mismo modo, las trincheras oceánicas más profundas tienen decenas de miles de pies de profundidad. Por el contrario, si un giroscopio GP-B se ampliara al tamaño de la Tierra, ¡su montaña más alta o la trinchera más profunda del océano serían solo ocho pies!
Finalmente, un giroscopio GP-B se libera de cualquier cojinete mecánico o soporte al levitar el rotor esférico dentro de una cavidad de carcasa de cuarzo fundido mecanizada con precisión. Seis electrodos, espaciados uniformemente alrededor del interior de la carcasa (tres en cada mitad), mantienen el rotor levitado en la cavidad de la carcasa. Durante la fase de COI de la misión, se usó una corriente de gas helio puro para hacer girar cada uno de los cuatro giroscopios a aproximadamente 4.000 rpm. Después de eso, se evacuaron todas las moléculas del gas de helio, excepto unas pocas, de los alojamientos, y los giroscopios se dejaron girar, a solo 32 micras (0,001 pulgadas) de las paredes de su alojamiento, libres de soportes mecánicos o fluidos. Durante el experimento, los rotores casi perfectamente esféricos y homogéneos, combinados con el altamente sofisticado sistema de suspensión Gyro, dieron como resultado una constante de tiempo de centrifugado promedio de aproximadamente 15,000 años para los cuatro giroscopios GP-B.
El sistema de suspensión Gyro (GSS)
El GSS es una maravilla de la ingeniería por derecho propio. Para realizar su misión con éxito, el GSS tuvo que cumplir una serie de requisitos:
- Opere más de 8 órdenes de magnitud de fuerza. El mismo sistema debe poder suspender los giroscopios en la Tierra en un campo de 1 g, así como generar perturbaciones mínimas en el nivel de 10-8 g durante la recopilación de datos. (Nota: se necesitan casi 1,000 voltios para levitar un rotor giroscópico GP-B aquí en la Tierra, mientras que en el espacio, se requieren menos de 100 milivoltios, cuatro órdenes de magnitud menos fuerza. Esta es una de las razones importantes por las cuales el GP-B el experimento tuvo que llevarse a cabo en el espacio, en lugar de en un laboratorio en la Tierra).
- Suspenda o levite los giroscopios de manera confiable. El sistema nunca debe permitir que un rotor giratorio toque la carcasa. Hay suficiente energía mecánica en un rotor que gira a 4.000 rpm para destruir efectivamente el rotor y la carcasa en tal caso.
- Opere de manera compatible con el sistema de lectura SQUID. Los magnetómetros SQUID son extremadamente sensibles. Por lo tanto, el sistema de suspensión no debe interferir con estos sensores, tanto durante el funcionamiento en tierra como en órbita.
- Minimice los pares electrostáticos durante la recopilación de datos científicos. El sistema de suspensión debe cumplir con los requisitos de centrado con un esfuerzo de control absolutamente mínimo y, por lo tanto, con un par residual mínimo en los rotores.
- Aplique pares controlados al rotor para la calibración y la alineación inicial del eje de rotación del rotor.
- Actuar como un acelerómetro como parte del sistema de control de traducción “sin arrastre” para minimizar aún más los pares clásicos en los rotores por otro factor de 106.
El GSS se diseñó inicialmente en el transcurso de dos décadas de investigación y desarrollo, comenzando a mediados de la década de 1970. El diseño inicial se basó en un sistema de laboratorio que usaba electrónica analógica, en lugar de electrónica digital. Sin embargo, este sistema analógico tenía una serie de problemas, incluido el peso, el consumo de energía, el cumplimiento de los requisitos de par GP-B y la compatibilidad con la electrónica de lectura GPB SQUID, que debían abordarse para poder utilizar este sistema en una nave espacial. Para 1996, con la fecha de lanzamiento de GP-B prevista para cuatro o seis años, la gerencia senior de programas de GP-B tomó la difícil decisión de comenzar desde cero, es decir, decidieron diseñar y construir un sistema digital. que el sistema de suspensión analógica. Un nuevo equipo colaborativo de GSS, que incluye ingenieros y científicos de Stanford y Lockheed Martin, se reunió en Stanford, y en un tiempo récord, el nuevo equipo de GSS diseñó y construyó un sistema digital de GSS que cumplía con todos los requisitos enumerados anteriormente y funcionó perfectamente en todo Misión de vuelo GP-B. Además, los cuatro sistemas de suspensión (uno para cada giroscopio) han seguido funcionando perfectamente después del agotamiento del helio de la dewar, ya que no requieren electrónica criogénica para funcionar.
Sistema de lectura de giroscopio
Para que GP-B “vea” la forma y el movimiento del espacio-tiempo local con precisión, debemos ser capaces de monitorear la orientación del eje de giro de los giroscopios dentro de 0.5 miliar segundos y ubicar los polos del giroscopio dentro de una billonésima de pulgada . ¿Cómo se puede controlar la orientación del eje de giro de este giroscopio casi perfecto sin un marcador físico que muestre dónde está el eje de giro en el giroscopio? La respuesta radica en una propiedad exhibida por algunos metales, llamada “superconductividad”.
Superconductividad y el momento de Londres
La superconductividad fue descubierta en 1911 por el físico holandés H. Kammerlingh Onnes. Descubrió que a temperaturas de unos pocos grados por encima del cero absoluto, muchos metales pierden completamente su resistencia eléctrica. Una corriente eléctrica iniciada en un anillo superconductor fluiría para siempre, si el anillo se mantuviera frío permanentemente. Pero, los superconductores también tienen otras propiedades interesantes. En 1948, el físico teórico Fritz London predijo que un superconductor giratorio desarrollaría un momento magnético, creado por los electrones rezagados del enrejado del metal superconductor, que por lo tanto está exactamente alineado con su eje de giro instantáneo. En 1963, tres grupos diferentes, incluido un estudiante graduado de GP-B, demostraron la existencia de este momento de Londres experimentalmente.
Lo notable de este fenómeno (y más afortunado para la sonda de gravedad B) es que el eje de este campo magnético se alinea exactamente con el eje físico del metal que gira. Aquí estaba el “marcador” Gravity Probe B necesario. Cubrimos cada giroscopio de cuarzo con una capa delgada y delgada de un metal superconductor, llamado niobio (1,270 nanómetros de espesor). Cuando cada rotor de giroscopio recubierto de niobio está girando, un pequeño campo magnético lo rodea. Al monitorear el eje del campo magnético, la sonda de gravedad B sabe exactamente en qué dirección apunta el eje de giro del giroscopio, en relación con su alojamiento.
Bucles de recogida y magnetómetros SQUID
El eje del campo magnético se controla con un dispositivo especial llamado SQUID (Dispositivo de interferencia cuántica superconductora). El SQUID está conectado a un circuito de captación de niobio superconductor, depositado en la superficie plana en el borde exterior de la mitad de la carcasa de cuarzo en la que gira el rotor giroscópico. Por lo tanto, el bucle, que detecta la orientación del eje de giro del giroscopio, se encuentra en la superficie plana donde se unen las dos mitades de la carcasa del giroscopio. Cuando el giroscopio precesa o se inclina, el campo magnético del momento de Londres se inclina con él, pasando a través del circuito superconductor. Esto hace que una corriente fluya en el bucle, una corriente cuantificada. El SQUID detecta este cambio en la orientación del campo magnético. Los magnetómetros SQUID son tan sensibles que un cambio de campo de un solo cuántico, equivalente a 5 x 10-14 gauss (1 / 10,000,000,000,000th del campo magnético de la Tierra) y correspondiente a una inclinación giroscópica de 0.1 miliar-segundo (3 × 10-8 grados ) —Es detectable. Utilizar el momento de Londres para controlar la orientación del giroscopio fue el esquema de lectura perfecto para la sonda de gravedad B — es extremadamente sensible, extremadamente estable, aplicable a una esfera perfecta y, lo más importante, ejerce pares (fuerzas) insignificantes en el giroscopio
Telescopio y estrella guía
Un telescopio astronómico reflector Cassegrain de 36 centímetros (14 pulgadas) de largo con una longitud focal de 3,8 metros (12,5 pies), montado dentro de la sonda GP-B a lo largo del eje central de la nave espacial y la dewar, proporcionó la referencia requerida del experimento a una distancia ” estrella guía ”. Cualquier cambio en la orientación del eje de giro de cada uno de los giroscopios, a medida que viajaban a través del espacio-tiempo deformado y retorcido alrededor de la Tierra, se midió contra esta referencia de estrella guía al espacio-tiempo distante. Durante la fase científica de la misión, el trabajo del telescopio, junto con el sistema de Control de Actitud y Traducción (ATC), era mantener toda la nave espacial apuntada con precisión al centro de la estrella guía con una desviación de puntería en el rango de aproximadamente ± 200 miliar segundos (± 6 × 10-5 grados).
Idealmente, el telescopio debería haberse alineado con un cuásar distante (cuerpos masivos, ubicados en los confines más distantes del universo, que emiten potentes emisiones de radio), porque parecen estar fijos en su posición y, por lo tanto, proporcionarían un ideal, punto de referencia estable para medir la deriva del giroscopio. Sin embargo, los cuásares son demasiado tenues para que cualquier telescopio óptico de este tamaño pueda seguirlos. Entonces, en cambio, el telescopio se enfocó en una “estrella guía” más brillante y cercana. Pero, al igual que el Sol, las estrellas cercanas se mueven en relación con las otras estrellas en nuestra galaxia, y su luz difracta o se dispersa a medida que viaja a través del universo. Esta situación planteó dos desafíos difíciles para el experimento:
- Crear un medio para que el telescopio encuentre y permanezca enfocado en el centro exacto de una estrella cuya luz está ampliamente difractada.
- Elegir una estrella guía cuyo movimiento podría mapearse en relación con los quásares por separado, de modo que las mediciones del giroscopio Gravity Probe B puedan estar relacionadas con el universo distante.
Señalar con precisión: dividir la imagen de la estrella guía
Para satisfacer los requisitos de precisión de puntería del experimento GP-B, fue necesario ubicar el centro óptico de la imagen de la estrella guía en el telescopio con una precisión de 0.1 miliar segundos (3 × 10-8 grados). El tamaño límite de difracción del telescopio GP-B es de aproximadamente 1,4 segundos de arco, que es aproximadamente 14,000 veces mayor que la precisión de puntería requerida, y esto presenta un desafío formidable para el equipo GP-B. La solución fue dividir con precisión la imagen en componentes iguales del eje x y del eje y, y luego dividir cada uno de los componentes del eje en dos medias imágenes cuyos valores de brillo podrían compararse.
GP-B logró esta tarea al enfocar la luz de la estrella reflejada en un espejo en un ensamblaje divisor de imagen (IDA) en la parte frontal del telescopio. En la IDA, la luz de las estrellas se pasó primero a través de un divisor de haz (un espejo semiplavado), que forma dos imágenes separadas, una para el eje horizontal (x) y otra para el eje vertical (y). La media viga de cada eje se centró luego en un prisma de techo (un prisma con forma de techo de pico). Cada prisma de techo cortó su porción del haz de luz de las estrellas en dos medios discos, que se enfocaron en un par de fotodiodos de silicio.
Los fotodiodos convirtieron las señales de luz de cada medio disco en señales eléctricas que luego se compararon. Si las señales no eran iguales, el prisma del techo no estaba cortando la imagen precisamente por la mitad. La orientación de toda la nave espacial se reajustó en tiempo real hasta que las señales fueran iguales y la imagen se dividiera por la mitad. Cuando esto se logró tanto para las mitades del eje x como del eje y del haz de luz estelar, el telescopio se bloqueó en el centro exacto de la estrella guía. Una vez sintonizado, el sistema de Control de Actitud y Traducción (ATC) a bordo de la nave espacial fue capaz de bloquear el telescopio en la estrella guía en menos de un minuto cada vez que la nave emergió de detrás de la Tierra sobre el Polo Norte y la estrella guía. apareció a la vista. Una vez que el telescopio se fijó en la estrella guía, las señales de puntería del telescopio se usaron para compensar la pequeña desviación de puntería con una precisión mejor que 0.1 miliar segundos (3 × 10-8 grados).
Elegir una estrella guía adecuada
Para mapear con precisión el movimiento de una estrella en relación con un quásar, fue necesario encontrar una estrella que cumpliera con todos los criterios siguientes:
- Posición correcta en el cielo para rastrear con el telescopio de a bordo (por ejemplo, el sol nunca se interpone)
- Brilla lo suficientemente brillante como para que el telescopio a bordo pueda seguir
- Es una fuente de radio suficientemente fuerte que puede ser rastreada por radiotelescopios en la Tierra
- Se localiza visualmente dentro de una fracción de grado del cuásar de referencia
Sucede que las estrellas que son fuentes de radio pertenecen a sistemas estelares binarios. Debido a que casi la mitad de los sistemas estelares en el universo son binarios, inicialmente parecía que habría muchos buenos candidatos para la estrella guía. Sin embargo, de las 1.400 estrellas que se examinaron, solo tres coincidieron con los cuatro criterios necesarios. La estrella elegida como estrella guía GP-B se llama IM Pegasi (HR 8703).
Relacionando el movimiento de la estrella guía con un cuásar distante
Como todas las estrellas en nuestra galaxia, la posición de IM Pegasi vista desde la Tierra y nuestro telescopio científico cambia a lo largo de un año. De hecho, IM Pegasi se mueve alrededor de su compañero binario en un patrón en espiral, en lugar de una ruta lineal. El movimiento total de IM Pegasi en solo un año es 100 veces mayor que la precesión del eje de giro del giroscopio más pequeña medible con la sonda de gravedad B. Por lo tanto, durante la fase científica de la misión, el telescopio científico GP-B estuvo rastreando una estrella en movimiento, pero los giroscopios no se vieron afectados por el llamado “movimiento apropiado” de la estrella; su referencia apuntando era la posición de IM Pegasi al comienzo del experimento. En consecuencia, en los datos de precesión giroscópica para cada órbita, es necesario restar el ángulo de desplazamiento del telescopio de su orientación de estrella guía original para que los desplazamientos angulares de los giroscopios puedan relacionarse con la posición inicial del telescopio, en lugar de su posición actual. cada órbita Por esta razón, se requiere un mapa muy preciso del movimiento adecuado de IM Pegasi para completar el análisis de datos GP-B.
Debido a que IM Pegasi es una fuente de radio, se puede rastrear su movimiento adecuado mediante un sofisticado sistema de radiotelescopios, que funcionan conjuntamente entre sí. Este sistema se llama interferometría de base muy larga o VLBI. Utilizando radiotelescopios desde Nuevo México hasta Australia y Alemania, actuando como un único radiotelescopio del tamaño de la Tierra, un equipo del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica (CfA) dirigido por el astrofísico Irwin Shapiro, en colaboración con el astrofísico Norbert Bartel y otros. de la Universidad de York en Canadá y el astrónomo francés Jean-Francois Lestrade ahora han mapeado el movimiento de IM Pegasi con respecto a un cuásar de referencia durante varios años a un nivel de precisión sin precedentes. Con estas mediciones, los movimientos de los ejes de giro del giroscopio GP-B ahora pueden relacionarse con el cuásar de referencia en el universo distante. Sin embargo, para garantizar la integridad del experimento GP-B, agregamos un componente “ciego” al análisis de datos GP-B al solicitar que el CfA retenga los datos de movimiento adecuados que nos permitirán identificar la posición de órbita por órbita de IM Pegasi hasta que se complete el resto de nuestro análisis de datos GP-B. Por lo tanto, los ángulos de precesión reales de los giroscopios GP-B con respecto al universo distante no se conocerán hasta el final del proceso de análisis de datos.
Dewar, tapón poroso y micro empujadores
Uno de los mayores desafíos técnicos para Gravity Probe B fue mantener la sonda y el instrumento científico precisamente a una temperatura criogénica designada, justo por encima del cero absoluto, de aproximadamente 2.3 kelvin (-270.9 grados Celsius o -455.5 grados Fahrenheit) constantemente durante 16 meses o más. . Esto se logró integrando la sonda en un recipiente especial de 2,441 litros (645 galones), o termo, de nueve pies de alto (aproximadamente del tamaño de una mini furgoneta), que está lleno de helio líquido. Cuando se enfría a una temperatura casi absoluta, el helio líquido se transforma en un estado llamado “superfluido”, en el que se convierte en un conductor térmico completamente uniforme. Solo el helio exhibe esto y otras propiedades especiales de superfluidez. El dewar y su carga útil en el interior forman la estructura principal alrededor de la cual se construyó la nave espacial GP-B.
El Dewar y el helio líquido cumplieron dos funciones de importancia crítica en la misión:
- Mantener una temperatura súper fría alrededor del instrumento científico.
- Proporciona un flujo constante de gas propulsor para controlar con precisión la posición y la actitud de todo el satélite.
Mantener un entorno experimental criogénico
En su órbita polar alta de 640 kilómetros (400 millas), el satélite GP-B es lo suficientemente bajo como para ser sometido al calor que irradia desde la superficie de la Tierra, y también está sujeto a ciclos alternos de calor y frío, a medida que pasa de intenso luz solar a la sombra de la Tierra cada noventa y siete minutos. A lo largo de la vida de la misión, las partes clave del instrumento científico tuvieron que mantenerse a una temperatura constante dentro de las cinco millonésimas de un grado centígrado.
Durante la misión, la cámara aislante del dewar permaneció en vacío, lo que limitó la cantidad de calor que penetraba a través de la pared exterior hacia la cámara interior que contenía el instrumento científico. Además, incluye varios otros dispositivos para mantener la temperatura criogénica necesaria:
- Aislamiento multicapa: múltiples superficies reflectantes en el espacio de vacío para reducir la radiación
- Escudos refrigerados por vapor: barreras de metal, adecuadamente espaciadas, enfriadas por el gas de helio que escapa
- Slosh deflectores: crestas de metal que ayudan a suprimir los movimientos de las mareas en el helio superfluido
- Enchufe poroso: inventado en Stanford y diseñado para el espacio en el Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA en Huntsville, AL, Ball Aerospace en Boulder, CO, y el Laboratorio de Propulsión a Chorro en Pasadena, CA. Este tapón permite que el gas helio se evapore de la cámara interna del Dewar, mientras retiene el helio líquido superfluido en el interior.
Usando Dewar Helium Boil-off como Propulsor de Propulsor
Cuando todavía había helio en el dewar, prácticamente no podía penetrar calor desde la pared exterior a través del vacío y el aislamiento multicapa en el interior. Sin embargo, una pequeña cantidad de calor (aproximadamente la cantidad generada por la lámpara indicadora de mensaje en un teléfono celular) se filtró al Dewar de dos fuentes:
- Conducción del calor que fluye desde la parte superior del Dewar hacia el helio líquido.
- La radiación que se filtra a través del telescopio perfora el helio líquido.
El tapón poroso controla el flujo de este gas de helio en evaporación, lo que le permite escapar del Dewar, pero retiene el helio superfluido en el interior. El tapón está hecho de un material molido que se parece a la piedra pómez. El gas de helio en evaporación trepó por los lados del tanque interno cerca del tapón y se acumuló en su superficie, donde se evaporó a través de los poros del tapón, al igual que la sudoración en el cuerpo humano.
El helio en evaporación proporcionó su propio tipo de refrigeración. Cuando el gas helio se evaporó en la superficie del tapón poroso, extrajo calor del helio líquido que quedaba en el Dewar, equilibrando así el flujo de calor hacia el Dewar. Puede sentir este efecto en su piel cuando la limpia con agua. A medida que el líquido se evapora de su piel, atrae energía calorífica y la deja un poco más fresca que antes.
El gas helio que escapó a través del tapón poroso se pasó por los protectores en las capas externas del Dewar, enfriándolos (de ahí el nombre, “protectores enfriados por vapor”), y luego se usó como propulsor para ocho pares de micro propulsores ubicados estratégicamente en la parte superior e inferior de la nave espacial. Según los datos del telescopio de a bordo y el giroscopio que se utilizó como masa de prueba para mantener una órbita libre de arrastre, el flujo del gas de helio que escapa se midió cuidadosamente a través de estos propulsores para controlar con precisión la posición de la nave espacial. De hecho, la posición de toda la nave espacial se equilibró alrededor del giroscopio de masa de prueba al aumentar o disminuir el flujo de helio a través de propulsores opuestos, creando una órbita libre de arrastre.