Podemos rastrear con precisión la trayectoria de un púlsar con respecto a la Tierra mediante el control de los tiempos de llegada de sus pulsos, dado que para la mayoría de los púlsares milisegundos, podemos determinar el momento de la llegada de un solo pulso promedio de hasta 50 nanosegundos, somos efectivamente sensible a las variaciones en la distancia Tierra-púlsar hasta sólo varias decenas de metros. Esto es porque la luz sólo puede viajar alrededor de un pie en un nanosegundo. Debido a que algunos púlsares están en sistemas binarios muy ajustados, entonces, una medición precisa de la órbita de un pulsar en torno a una compañera puede ser utilizada para verificar / falsificar las predicciones de la relatividad general. Esto se hizo por primera vez con el pulsar binario, PSR J1915 1606, también llamado el binario Hulse-Taylor, que fue descubierto en 1974 [ver aquí]. Este sistema es un sistema doble de estrellas de neutrones en el cual uno de los dos cuerpos es un púlsar. Las dos estrellas están muy juntas: un periodo orbital completo sólo tarda 7,75 horas. Para dos de tales cuerpos masivos en una órbita muy cerrada la relatividad general predice que la emisión de ondas gravitacionales es significativa, lo que causaría una disminución en el período orbital debido a la pérdida de energía del sistema (ver el video nº 2 de John Rowe Animación / Australia Telescopio Nacional de Fondo, CSIRO, Australia). Tras seguir de cerca la dinámica de la binaria Hulse-Taylor, esta disminución en el período orbital se confirmó exactamente (ver figura 1), confirmando la existencia de las ondas gravitatorias. Esto resultó en que Hulse y Taylor fueran galardonados con el premio Nobel de Física en 1993 [ver aquí].
figura nº 1 ,decrecimiento del período de rotación del pulsar binario PSR J1915+1606.Crédito.2physics.
La confirmación de la existencia de las ondas gravitatorias con el binario Hulse-Taylor se considera una detección indirecta de ondas gravitatorias, porque se ha demostrado que la pérdida de energía del sistema es consistente con la emisión de ondas gravitacionales. Una detección directa tendría que consistir de evidencia de que las ondas gravitacionales están presentes en otro lugar distinto del punto de emisión: mediante el uso de un detector de ondas gravitacionales.
En términos generales, existen dos métodos para detectar directamente las ondas gravitacionales:
1) Un cuerpo de gran masa se utiliza como un resonador, donde las ondas gravitacionales se espera que exciten las frecuencias resonantes de estos llamados detectores de masa resonante.
2) Una señal es enviada de un lugar a otro, donde las ondas gravitacionales se espera que perturben la propagación de la señal de modo que su tiempo de llegada cambia ligeramente. En los detectores de interferometría láser (por ejemplo LIGO) esto da como resultado un cambio en el patrón de interferencia en el punto de recombinación de dos haces de láser.
Como resultado, los púlsares de milisegundos se pueden utilizar para "construir" un detector de ondas gravitacionales de la segunda clase, donde la propagación del pulso desde el púlsar a la Tierra es perturbado por ondas gravitacionales astrofísicas [ver aquí]. Los tiempos de llegada muy regulares de un pulsar milisegundo llegarán un poco tarde o temprano, debido a las ondas gravitacionales que pasan a través del sistema Tierra-púlsar, que en principio hace que las ondas gravitacionales sean detectables. Debido a que los normalmente observados púlsares milisegundos para estos fines están a varios kpc de distancia, una matriz de sincronización de púlsares es básicamente un detector de ondas gravitatorias de escala galáctica (ver figura nº 2, y el vídeo nº 3 de John Rowe Animación / Australia Telescope Facility Nacional, CSIRO, Australia)) .
figura nº 2,concepto de una matriz de sincronización de pulsar.Crédito.David J. Champion.
Una matriz de sincronización de pulsar es sensible a las ondas gravitatorias con frecuencias de unas pocas docenas a varios cientos nHz [ver aquí], que es el rango de frecuencia donde compactos agujeros negros supermasivos binarios (SMBHB) se espera que sean las principales fuentes de continuas ondas gravitacionales . Un canónico sistema SMBHB que contribuya a la señal de ondas gravitacionales se compondría de dos agujeros negros supermasivos con masas cerca de mil millones de masas solares a una distancia de un GPC, con un período orbital de varios meses a años. Muchos de estos sistemas se espera que existan en el universo, lo que daría lugar a una superposición isotrópica llamada fondo estocástico de ondas gravitacionales [ver aquí]. Las grandes simulaciones por ordenador de la evolución del universo sugieren que algunas de las fuentes individuales podrían ser detectables únicamente con el tiempo, pero la mayor parte de la señal consistiría de este telón del fondo estocástico isotrópico de las ondas gravitacionales [ver aquí]. Debido a que la evolución del universo está íntimamente ligada a la señal de ondas gravitacionales SMBHB , se cree que la medición del fondo de ondas gravitacionales estocástico y posiblemente de las fuentes sinples de SMBHB contribuiría enormemente a nuestra comprensión de la cosmología. Esta es una banda de frecuencia que es inalcanzable para cualquier otro tipo de detector de ondas gravitacionales, lo que hace que las matrices de sincronización de pulsar sean una herramienta única y complementaria junto a los otros programas de detección de ondas gravitacionales, como los observatorios gravitacionales con base en tierra.
La ciencia de la matriz de sincronización de pulsar es todavía relativamente nueva, y una nueva matriz de sincronización de una colaboración internacional (IPTA, [ver aquí]) sólo recientemente se ha formado como una alianza entre los tres propulsores principales: la European Pulsar Timing Array (PAAT, [ver aquí]), la North American Nanohertz Observatory for Gravitational waves (NANOGrav, [ver aquí]), y la Australian Parkes Pulsar Timing Array (PPTA, [ver aquí]). La PPTA utiliza un simple radiotelescopio, basado en Parkes, Australia, con un plato de 64m. NANOGrav utiliza los dos más grandes platos de radio telescopio del mundo, el telescopio de Green Bank de 100m, y el Observatorio de Arecibo de 305m . La EPTA utiliza cinco radiotelescopios repartidos por toda Europa: el Westerbork Synthesis Radio Telescope en los Países Bajos, el telescopio Lovell en el Reino Unido, el telescopio Effelsberg en Alemania, el radiotelescopio Nancay en Francia, y el telescopio de Cerdeña, en Italia. Estos cinco radio telescopios europeos se están actualmente uniéndo entre sí para combinar coherentemente sus señales, formando efectivamente una matriz grande por etapas llama la gran variedad europea de púlsares (LEAP, [ver aquí]). Esta mejora debería aumentar la sensibilidad para los propósitos de la matriz de sincronización de púlsar.
Entre los detectores terrestres de ondas gravitacionales y las matrices de sincronización de púlsares, esta básicamente una carrera científica centrada en quien hará la primera detección, con los dos proyectos teniendo buenas posibilidades de ser el primero. La matriz de sincronización de Pulsar tiene la ventaja de que el valor eficaz de la señal se espera que aumente considerablemente con el tiempo. Incluso si la matriz no se puede reducir el ruido con sus esfuerzos siempre en curso, la sensibilidad todavía aumentará gradualmente con el tiempo, por lo que una detección es posible. Sin embargo, las predicciones teóricas sobre la amplitud del fondo estocástico y las tasas de eventos de fuentes concretas son menos seguras que para los detectores terrestres. Los grandes detectores terrestres están actualizando sus instrumentos, que se espera que entre en funcionamiento en algún punto del 2015.
Incluso sin necesidad de actualizar los instrumentos, la sensibilidad de ambos tipos de detectores de ondas gravitacionales se puede aumentar con mejores métodos de análisis de datos que permitan obtener más información de los datos. Con el fin de hacer eso, un método de análisis de datos bayesiano para la matriz de sincronización de pulsar se ha desarrollado que, en teoría puede extraer toda la información de la señal que está presente en los datos. La relatividad general describe la señal de ondas gravitacionales del fondo estocástico como una señal correlacionada espacialmente y en tiempo entre todos los púlsares, lo que significa que los datos de los diferentes púlsares no pueden ser tratados individualmente. La extracción de tal señal de los datos no es trivial, especialmente para la no-uniformemente muestreada data con mal comprendido ruido proveniente de los púlsares milisegundos. El análisis bayesiano es adecuado para este tipo de análisis, y se ha demostrado que funciona bien tanto para las señales del fondo estocástico [ver aquí], y las fuentes individuales, como el efecto memoria de ondas gravitacionales [ver aquí]. El análisis Bayesiano ha dado lugar al más estricto límite superior en el fondo estocástico de ondas gravitacionales hasta la fecha [ver aquí].
En los próximos años, el telescopio esférico chino de quinientos metros de apertura(FAST, [ver aquí]), y el planeado Square Kilometre Array (SKA, [ver aquí]) darán un salto importante en la sensibilidad. Especialmente el SKA, construido por una colaboración de 20 países, cambiará drásticamente la ciencia de la matriz de sincronización de pulsar. Será una serie gradual de muchos platos ubicados en el sur de África, Australia y Nueva Zelanda [ver aquí]. Con su vasta área de recolección de un millón de metros cuadrados que se espera encuentre casi todos los pulsares en la Galaxia. Con todos esos púlsares un muy sensible detector de ondas gravitacionales con, posiblemente, hasta cien brazos se puede construir. Esto debería abrir una nueva ventana para observar el universo y proporcionar una visión única en la cosmología.
VIDEO Nº 1
VIDEO Nº 2
VIDEO Nº 3
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fuente de la información:
http://www.2physics.com/
