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Matriz de sincronización de pulsares

Un conjunto de cronometraje de pulsares ( PTA ) es un conjunto de pulsares galácticos que se monitorea y analiza para buscar firmas correlacionadas en los tiempos de llegada de los pulsos a la Tierra. Como tales, son detectores de tamaño galáctico. Aunque existen muchas aplicaciones para los conjuntos de cronometraje de pulsares, la más conocida es el uso de un conjunto de pulsares de milisegundos para detectar y analizar el fondo de ondas gravitacionales de longitud de onda larga (es decir, de baja frecuencia) . Tal detección implicaría una medición detallada de una firma de onda gravitacional (GW), como la correlación cuadrupolar inducida por GW [1] entre los tiempos de llegada de los pulsos emitidos por diferentes pares de pulsares de milisegundos que depende solo de las separaciones angulares de los pares en el cielo. Los conjuntos más grandes pueden ser mejores para la detección de GW porque las correlaciones espaciales cuadrupolares inducidas por GW pueden ser mejor muestreadas por muchos más pares de pulsares. Con una detección de ondas gravitacionales de este tipo, los conjuntos de cronometraje de púlsares de milisegundos abrirían una nueva ventana de baja frecuencia en la astronomía de ondas gravitacionales para observar posibles fuentes astrofísicas antiguas y procesos del Universo temprano , inaccesibles por cualquier otro medio. [2] [3]

Descripción general

Los púlsares P1... Pn envían señales periódicamente, que son recibidas en la Tierra. Una onda gravitacional (OG) perturba el espacio-tiempo entre el púlsar y la Tierra (E) y cambia el tiempo de llegada de los pulsos. Al medir la correlación espacial de los cambios en los parámetros de los pulsos de muchos pares de púlsares diferentes, se puede detectar una OG.

La propuesta de utilizar púlsares como detectores de ondas gravitacionales (OG) fue hecha originalmente por Mikhail Sazhin [4] y Steven Detweiler [5] a fines de la década de 1970. La idea es tratar el baricentro del sistema solar y un púlsar galáctico como extremos opuestos de un brazo imaginario en el espacio. El púlsar actúa como el reloj de referencia en un extremo del brazo que envía señales regulares que son monitoreadas por un observador en la Tierra. El efecto del paso de una OG de longitud de onda larga sería perturbar el espacio-tiempo galáctico y causar un pequeño cambio en el tiempo observado de llegada de los pulsos. [6] : 207–209 

En 1983, Hellings y Downs [7] extendieron esta idea a una matriz de púlsares y descubrieron que un fondo estocástico de ondas gravitacionales produciría una firma distintiva de ondas gravitacionales: una correlación espacial cuadrupolar y multipolar superior entre los tiempos de llegada de los pulsos emitidos por diferentes pares de púlsares de milisegundos que depende únicamente de la separación angular del par en el cielo visto desde la Tierra (más precisamente, el baricentro del sistema solar). [8] La propiedad clave de una matriz de sincronización de púlsares es que la señal de un fondo estocástico de ondas gravitacionales se correlacionará a través de las líneas de visión de los pares de púlsares, mientras que la de los otros procesos de ruido no lo hará. [9] En la literatura, esta curva de correlación espacial se denomina curva Hellings-Downs o función de reducción de superposición. [10]

El trabajo de Hellings y Downs se vio limitado en sensibilidad por la precisión y estabilidad de los relojes de pulsar en el conjunto. Tras el descubrimiento del pulsar de milisegundos más estable en 1982, Foster y Backer [11] mejoraron la sensibilidad a las ondas gravitacionales aplicando en 1990 el análisis de Hellings-Downs a un conjunto de pulsares de milisegundos altamente estables e iniciaron un "programa de conjunto de sincronización de pulsar" para observar tres pulsares utilizando el telescopio de 43 m del Observatorio Nacional de Radioastronomía .

Los púlsares de milisegundos se utilizan porque no son propensos a terremotos estelares y fallas , [12] eventos de acreción o ruido temporal estocástico [13] que pueden afectar el período de los púlsares clásicos. Los púlsares de milisegundos tienen una estabilidad comparable a los estándares de tiempo basados ​​en relojes atómicos cuando se promedian durante décadas. [14]

Una influencia en estas propiedades de propagación son las ondas de gas de baja frecuencia, con una frecuencia de 10 −9 a 10 −6 hercios ; las fuentes astrofísicas más probables de dichas ondas de gas son los sistemas binarios de agujeros negros supermasivos en los centros de galaxias en fusión , donde decenas de millones de masas solares están en órbita con un período entre meses y algunos años.

Las ondas gravitacionales hacen que el tiempo de llegada de los pulsos varíe en unas pocas decenas de nanosegundos a lo largo de su longitud de onda (por lo que, para una frecuencia de 3 x 10 −8 Hz, un ciclo por año, se encontraría que los pulsos llegan 20 ns a principios de julio y 20 ns a finales de enero). Se trata de un experimento delicado, aunque los púlsares de milisegundos son relojes lo suficientemente estables como para que el tiempo de llegada de los pulsos se pueda predecir con la precisión requerida; los experimentos utilizan conjuntos de 20 a 50 púlsares para tener en cuenta los efectos de dispersión en la atmósfera y en el espacio entre el observador y el púlsar. Es necesario monitorear cada púlsar aproximadamente una vez a la semana; una cadencia de observación más alta permitiría la detección de ondas gravitacionales de frecuencia más alta, pero no está claro si habría fuentes astrofísicas lo suficientemente fuertes a tales frecuencias.

No es posible obtener ubicaciones precisas en el cielo para las fuentes mediante este método, ya que analizar los tiempos de veinte púlsares produciría una región de incertidumbre de 100 grados cuadrados: una porción de cielo del tamaño de la constelación de Scutum que contendría al menos miles de galaxias en fusión.

El objetivo principal de las PTA es medir la amplitud de las ondas gravitacionales de fondo, posiblemente causadas por un historial de fusiones de agujeros negros supermasivos . Las amplitudes pueden describir la historia de cómo se formaron las galaxias. El límite de la amplitud de las ondas de fondo se denomina límite superior. La amplitud del fondo de ondas gravitacionales es menor que el límite superior.

Algunas binarias de agujeros negros supermasivos pueden formar una binaria estable y fusionarse solo después de varias veces la edad actual del universo. Esto se llama el problema del pársec final . No está claro cómo los agujeros negros supermasivos se aproximan entre sí a esta distancia.

Si bien los sistemas binarios de agujeros negros supermasivos son la fuente más probable de ondas gravitacionales de muy baja frecuencia, otras fuentes podrían generar las ondas, como las cuerdas cósmicas , que pueden haberse formado en los comienzos de la historia del universo. Cuando las cuerdas cósmicas interactúan, pueden formar bucles que se desintegran al emitir ondas gravitacionales. [15] [16]

PTAs activas y propuestas

A nivel mundial, hay cinco proyectos activos de conjuntos de cronometraje de pulsares. Los tres primeros proyectos (PPTA, EPTA y NANOGrav) han comenzado a colaborar bajo el título de proyecto International Pulsar Timing Array , del que InPTA se convirtió en miembro en 2021. Recientemente, China también se ha vuelto activa, aunque todavía no es miembro de pleno derecho de IPTA.

  1. El Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) del radiotelescopio Parkes ha estado recopilando datos desde 2005.
  2. El European Pulsar Timing Array (EPTA) recopila datos desde 2009 y utiliza los cinco radiotelescopios más grandes de Europa:
  3. El Observatorio Norteamericano de Nanohercios para Ondas Gravitacionales (NANOGrav) utiliza datos recopilados desde 2005 por los radiotelescopios de Arecibo y Green Bank .
  4. El Indian Pulsar Timing Array (InPTA) utiliza el radiotelescopio gigante de ondas métricas mejorado . [17] [18]
  5. El sistema chino de sincronización de pulsares (CPTA) utiliza el radiotelescopio esférico de apertura de quinientos metros (FAST). [19]
  6. El MeerKAT Pulsar Timing Array (MPTA), parte de MeerTime, un proyecto de sondeo de gran envergadura de MeerKAT . El MPTA tiene como objetivo medir con precisión los tiempos de llegada de los pulsos de un conjunto de 88 púlsares visibles desde el hemisferio sur, con el objetivo de contribuir a la búsqueda, detección y estudio de las ondas gravitacionales de frecuencia nanohertz como parte del International Pulsar Timing Array .

Observaciones

Gráfico de correlación entre púlsares observados por NANOGrav (2023) vs separación angular entre púlsares, comparado con un modelo teórico (púrpura discontinuo, o curva Hellings-Downs ) y si no hubiera fondo de ondas gravitacionales (verde sólido) [20] [21]

En 2020, la colaboración NANOGrav presentó la publicación de datos de 12,5 años, que incluía evidencia sólida de un proceso estocástico de ley de potencia con una amplitud de deformación y un índice espectral comunes en todos los púlsares, pero datos estadísticamente no concluyentes para la correlación espacial cuadrupolar crítica de Hellings-Downs. [22] [23]

En junio de 2023, NANOGrav , EPTA , PPTA e InPTA anunciaron que encontraron evidencia de un fondo de ondas gravitacionales . Los datos de 15 años de NANOGrav sobre 68 púlsares proporcionaron una primera medición de la distintiva curva Hellings-Downs, una firma cuadrupolar reveladora de las ondas gravitacionales. [24] Resultados similares fueron publicados por European Pulsar Timing Array, que afirmó una significancia de -, el estándar para la evidencia. Esperan que una significancia de -, el estándar para la detección, se lograría alrededor de 2025 combinando las mediciones de varias colaboraciones. [25] [26] También en junio de 2023, el Pulsar Timing Array chino (CPTA) informó hallazgos similares con una significancia de -; monitorearon púlsares de 57 milisegundos durante solo 41 meses, aprovechando la alta sensibilidad de FAST , el radiotelescopio más grande del mundo. [27] [28] Cuatro colaboraciones independientes que informaron resultados similares proporcionaron una validación cruzada de la evidencia de GWB utilizando diferentes telescopios, diferentes conjuntos de púlsares y diferentes métodos de análisis. [29] Las fuentes del fondo de ondas gravitacionales no se pueden identificar sin más observaciones y análisis, aunque los sistemas binarios de agujeros negros supermasivos son los principales candidatos. [3]

Véase también

Referencias

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Enlaces externos