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Conjunto de sincronización de púlsar

Una matriz de sincronización de púlsares ( PTA ) es un conjunto de púlsares 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 las matrices de sincronización de púlsares, la más conocida es el uso de una matriz de púlsares 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 [ aclarar ] entre los tiempos de llegada de los pulsos emitidos por diferentes pares de púlsares de milisegundos que depende únicamente de las separaciones angulares de los pares en el cielo. . Las matrices más grandes pueden ser mejores para la detección de GW porque las correlaciones espaciales cuadrupolares inducidas por GW pueden muestrearse mejor mediante muchos más pares de púlsares. Con tal detección de GW, los conjuntos de temporización 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 tempranos del Universo , inaccesibles por cualquier otro medio. [1] [2]

Descripción general

Los púlsares P1...Pn envían periódicamente señales que se reciben en la Tierra. Una onda gravitacional (GW) perturba el espacio-tiempo entre el púlsar y la Tierra (E) y cambia el tiempo de llegada de los pulsos. Midiendo la correlación espacial de los cambios en los parámetros del pulso de muchos pares de púlsares diferentes, se puede detectar un GW.

La propuesta de utilizar púlsares como detectores de ondas gravitacionales (GW) fue formulada originalmente por Mikhail Sazhin [3] y Steven Detweiler [4] a finales de los años 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 reloj de referencia en un extremo del brazo y envía señales regulares que son monitoreadas por un observador en la Tierra. El efecto del paso de una GW de longitud de onda larga sería perturbar el espacio-tiempo galáctico y provocar un pequeño cambio en el tiempo observado de llegada de los pulsos. [5] : 207–209 

En 1983, Hellings y Downs [6] ampliaron esta idea a una serie de púlsares y descubrieron que un fondo estocástico de GW produciría una firma GW distintiva: una correlación espacial cuadrupolar y multipolar superior entre los tiempos de llegada de los pulsos emitidos por diferentes pares de púlsares de milisegundos. eso depende sólo de la separación angular del par en el cielo visto desde la Tierra (más precisamente el baricentro del sistema solar). [7] La ​​propiedad clave de una matriz de sincronización de púlsares es que la señal de un fondo GW estocástico se correlacionará a través de las líneas de visión de los pares de púlsares, mientras que la de otros procesos de ruido no. [8] En la literatura, esta curva de correlación espacial se denomina curva de Hellings-Downs o función de reducción de superposición. [9]

El trabajo de Hellings y Downs tenía una sensibilidad limitada por la precisión y estabilidad de los relojes de púlsar en la matriz. Tras el descubrimiento del púlsar de milisegundos más estable en 1982, Foster y Backer [10] mejoraron la sensibilidad a los GW aplicando en 1990 el análisis de Hellings-Downs a una serie de púlsares de milisegundos altamente estables e iniciaron un "programa de matriz de temporización de púlsares" para observe tres púlsares utilizando el telescopio de 43 m del Observatorio Nacional de Radioastronomía .

Los púlsares de milisegundos se utilizan porque no son propensos a terremotos y fallas técnicas , [11] eventos de acreción o ruido de sincronización estocástica [12] que pueden afectar el período de los púlsares clásicos. Los púlsares de milisegundos tienen una estabilidad comparable a los estándares de tiempo basados ​​en el reloj atómico cuando se promedian durante décadas. [13]

Una influencia en estas propiedades de propagación son las GW de baja frecuencia, con una frecuencia de 10 −9 a 10 −6 hercios ; Las fuentes astrofísicas más probables de tales GW son 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 de entre meses y algunos años.

Los GW hacen que el tiempo de llegada de los pulsos varíe unas pocas decenas de nanosegundos a lo largo de su longitud de onda (por lo tanto, 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 poder predecir el momento de llegada de los pulsos 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 por semana; una mayor cadencia de observación permitiría la detección de GW de mayor frecuencia, pero no está claro si habría fuentes astrofísicas lo suficientemente fuertes en tales frecuencias.

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

El objetivo principal de los PTA es medir la amplitud de los GW de fondo, posiblemente causados ​​por una historia 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 llama límite superior. La amplitud del fondo GW es menor que el límite superior.

Algunos binarios de agujeros negros supermasivos pueden formar un binario estable y solo fusionarse después de muchas veces la edad actual del universo. Esto se llama el problema del parsec final . No está claro cómo se acercan los agujeros negros supermasivos a esta distancia.

Si bien los binarios de agujeros negros supermasivos son la fuente más probable de GW de muy baja frecuencia, otras fuentes podrían generar ondas, como las cuerdas cósmicas , que pueden haberse formado temprano en la historia del universo. Cuando las cuerdas cósmicas interactúan, pueden formar bucles que se desintegran al irradiar GW. [14] [15]

ACP activos y propuestos

A nivel mundial hay cinco proyectos activos de matrices de temporización de púlsares. Los primeros tres proyectos (PPTA, EPTA y NANOGrav) han comenzado a colaborar bajo el título de Proyecto Internacional Pulsar Timing Array , InPTA se convirtió en miembro en 2021. Recientemente, China también se ha vuelto activa, aunque aún 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) ha estado recopilando datos desde 2009; Utiliza los cinco radiotelescopios más grandes de Europa:
  3. El Observatorio Norteamericano de Nanohercios para Ondas Gravitacionales (NANOGrav) utiliza datos, recopilados desde 2005, de los radiotelescopios de Arecibo y Green Bank .
  4. El Indian Pulsar Timing Array (InPTA) utiliza el radiotelescopio Giant Metrewave actualizado . [16] [17]
  5. El Pulsar Timing Array chino (CPTA) utiliza el radiotelescopio esférico de apertura de quinientos metros (FAST). [18]
  6. El MeerKAT Pulsar Timing Array (MPTA), parte de MeerTime, un gran proyecto de estudio 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 ondas gravitacionales de frecuencia de nanohercios como parte del International Pulsar Timing Array .

Observaciones

Gráfico de correlación entre púlsares observados por NANOGrav (2023) versus separación angular entre púlsares, en comparación con un modelo teórico (púrpura discontinuo o curva de Hellings-Downs ) y si no hubiera fondo de ondas gravitacionales (verde sólido) [19] [20]

En 2020, la colaboración NANOGrav presentó la publicación de datos de 12,5 años, que incluían pruebas sólidas de un proceso estocástico de ley de potencia con amplitud de deformación e índice espectral comunes en todos los púlsares, pero datos estadísticamente no concluyentes para la correlación espacial cuadrupolar crítica de Hellings-Downs. [21] [22]

En junio de 2023, NANOGrav , EPTA , PPTA e InPTA anunciaron que habían encontrado 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 de Hellings-Downs, una firma cuadrupolar reveladora de ondas gravitacionales. [23] Resultados similares fueron publicados por el Pulsar Timing Array europeo, quien afirmó una importancia, el estándar para la evidencia. Esperan que alrededor de 2025 se alcance una significancia, el estándar de detección, combinando las mediciones de varias colaboraciones. [24] [25] También en junio de 2023, el Pulsar Timing Array chino (CPTA) informó hallazgos similares con un significado; monitorearon púlsares de 57 milisegundos durante sólo 41 meses, aprovechando la alta sensibilidad de FAST , el radiotelescopio más grande del mundo. [26] [27] 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. [28] Las fuentes del fondo de ondas gravitacionales no pueden identificarse sin más observaciones y análisis, aunque los binarios de agujeros negros supermasivos son los principales candidatos. [2]

Ver también

Referencias

  1. ^ Lommen, Andrea N (13 de noviembre de 2015). "Matrices de sincronización Pulsar: la promesa de la detección de ondas gravitacionales". Informes sobre los avances en física . 78 (12): 124901. Código bibliográfico : 2015RPPh...78l4901L. doi :10.1088/0034-4885/78/12/124901. PMID  26564968. S2CID  42813343.
  2. ^ ab O'Callaghan, Jonathan (4 de agosto de 2023). "Un 'zumbido' de fondo impregna el universo. Los científicos corren para encontrar su fuente. Los astrónomos ahora están tratando de identificar los orígenes de una nueva y emocionante forma de ondas gravitacionales que se anunció a principios de este año". Científico americano . Archivado desde el original el 4 de agosto de 2023 . Consultado el 5 de agosto de 2023 . Los astrónomos ahora están tratando de identificar los orígenes de una nueva y emocionante forma de ondas gravitacionales que se anunció a principios de este año.
  3. ^ Sazhin, MV (1978). "Oportunidades para detectar ondas gravitacionales ultralargas". soviético. Astron. 22 : 36–38. Código Bib : 1978SvA....22...36S.
  4. ^ Detweiler, SL (1979). "Medidas de sincronización del pulsar y búsqueda de ondas gravitacionales". Revista Astrofísica . 234 : 1100–1104. Código bibliográfico : 1979ApJ...234.1100D. doi :10.1086/157593.
  5. ^ Moskvitch, Katia (2020). Estrellas de neutrones La búsqueda para comprender a los zombis del cosmos. Cambridge, MA: Harvard University Press. ISBN 9780674919358.
  6. ^ Hellings, RW; Downs, GS (1983). "Límites superiores del fondo de radiación gravitacional isotrópica del análisis de sincronización del púlsar". Cartas de diarios astrofísicos . 265 : L39–L42. Código Bib : 1983ApJ...265L..39H. doi : 10.1086/183954 .
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  11. ^ Antonelli, Marco; Montoli, Alejandro; Pizzochero, Pierre (noviembre de 2022), "Perspectivas sobre la física de los interiores de estrellas de neutrones a partir de fallas de Pulsar", Astrofísica en el siglo XXI con estrellas compactas , págs. 978-981-12-2093-7, S2CID  256390487
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