un detector de ondas gravitacionales tan grande como la galaxia.

Los púlsares, estrellas de neutrones en rápida rotación que envían un pulso electromagnético hacia la Tierra con cada revolución, están íntimamente ligados a la investigación gravitatoria y a la prueba de la teoría general de la relatividad de Einstein. Además el hecho de que las estrellas de neutrones tienen campos gravitatorios muy fuertes - lo cual es interesante desde el punto de vista de la relatividad general, su uso como relojes de precisión permite una amplia gama de nuevos experimentos gravitacionales. Especialmente los púlsares de milisegundos, pulsares reciclados que se han transformado-por una estrella compañera (ver vídeo nº 1 de John Rowe Fondo Animación / Australia Telescope National, el CSIRO, Australia), son rotadores muy estables debido a su alta frecuencia de rotación, un campo magnético relativamente bajo , y alta masa. Esto hace a los púlsares de milisegundo más adecuados como relojes de Einstein casi perfectos.


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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explorándo el magnetismo de estrellas masivas.

Las estrellas masivas son criaturas inherentemente violentas-que se queman, agitan, rotan, y a su vez, al mismo tiempo crean y mantienen cambiando constantemente campos magnéticos de fuerza casi insondable.

Y, finalmente, explotan, ensuciándo el universo con los elementos de la vida tal como la conocemos: hidrógeno, oxígeno, carbono, etc Todo incluyéndonos a nosotros mismos es el resultado de la muerte violenta de una estrella. "Somos polvo de estrellas, somos dorados, somos carbono de miles de millones de años de antiguedad", dice la canción "Woodstock", de Crosby, Stills, Nash y Young.Y ninguna estrella hace mejor esto que aquellas que algún día se convertiran en supernovas tras el colapso de su núcleo, o sea estrellas de más de ocho masas solares.Sin embargo, la evolución y la naturaleza de esta fuente de elementos es todavía un misterio, uno de los grandes problemas sin resolver de la astrofísica. Pero quizás no por mucho tiempo sin resolverse. Un equipo dirigido por Tony Mezzacappa del Oak Ridge National Laboratory(ORNL) se está acercando a la explicación de los orígenes de las explosiones CCSN(supernova de núcleo colapsado) con la ayuda de Jaguar, un superordenador Cray XT5 ubicado en el Oak Ridge Leadership Computing Facility del ORNL.
En esencia, dijo Eirik Endeve, autor principal del más reciente trabajo del equipo, los investigadores quieren saber cómo estos campos magnéticos se crean y cómo afectan las explosiones de estas estrellas masivas . Un conjunto de recientes simulaciones permitió al equipo hacer frente a algunas de las preguntas más fundamentales que rodean los campos magnéticos de las CCSNs. Sus hallazgos fueron publicados en The Astrophysical Journal . Desenmarañando el misterio que rodea a los poderosos campos magnéticos de estas estrellas, en última instancia, los investigadores podrían explicar mucho acerca de por qué estos gigantes estelares se convierten en petardos de elementos.
En un esfuerzo por localizar la fuente de los campos magnéticos, el equipo simuló la progenitora de una supernova o una estrella en su fase de pre-supernova, usando por muchas horas el Jaguar, la supercomputadora más rápida de la nación. El proceso reveló que todavía tenemos mucho que aprender cuando se trata de cómo operan estas maravillas estelares.
Una vez colapsada los remanentes de una supernova son comúnmente conocidos como púlsares, y en lo que respecta a los campos magnéticos, los púlsares son los mejores jugadores de la comunidad estelar. Estas altamente magnetizada, estrellas de neutrones que giran rápidamente deben su nombre a su similitud con el haz pulsante producido por los faros que giran. Esta rotación se piensa que es un gran factor en la determinación de la intensidad del campo magnético de un pulsar sobre el terreno mientras más rápido una estrella rota más fuerte es su campo magnético.


representación del volumen del fluido debajo de la onda de choque de la supernova durante la fase llamada SASI(standing accretion shock instability).La velocidad del fluido traza complejos diseños de flujo en la simulación.Crédito.Eirik Endeve.


Las supernovas progenitoras tienden a ser estrellas de más lenta rotación. Sin embargo, las simulaciones de estas progenitoras revelaron un sólido mecanismo de generación del campo magnético, lo que contradice la teoría aceptada de que la rotación podría ser un controlador principal.
Curiosamente, este hallazgo se basa en trabajos anteriores del equipo, que junto con las últimas simulaciones revelaron que el culpable detrás de la rotación del púlsar es también responsable de sus campos magnéticos. Las simulaciones anteriores, cuyos resultados fueron publicados bajo el título " Pulsar spins from an instability in the accretion shock of supernovae "(ver aquí) en la edición de enero del 2007 en Nature, demostraron que un fenómeno conocido como el ”modo de espiral” se produce cuando la onda de choque en expansión desde el núcleo de una supernova se estanca en una fase conocida como la inestabilidad de acreción de choque permanente(SASI). A medida que la onda de choque en expansión conduce la explosión de la supernova viene una pausa, la materia fuera de los límites de la ondas de choque entra en el interior, creando vórtices que no sólo inician la rotación de la estrella, sino también cortan y estiran sus campos magnéticos.
Esta nueva revelación significa dos cosas para los astrónomos: en primer lugar, que cualquier rotación que sirva como un impulso clave para el magnetismo de una supernova se crea a través del "modo de espiral", y en segundo lugar, que no sólo el "modo de espiral" conduce la rotación, sino también puede determinar la intensidad de los campos magnéticos de un púlsar.
Otro hallazgo importante de las simulaciones del equipo es que el flujo de corte de la SASI, o cuando las capas en contra-rotación de la estrella frotan en contra de otras durante el evento SASI, es altamente susceptible a la turbulencia, lo cual también puede extender y fortalecer los campos magnéticos de la progenitora, similar a la expansión de un resorte.
Estos dos resultados en conjunto indican que los campos magnéticos de la CCSN pueden ser eficientemente generados por una fuente un tanto inesperada: flujo de corte -turbulencia inducida enturbiando el núcleo más interno de la estrella."Hemos encontrado que a partir de un campo magnético similar a lo que pensábamos que estaba en una supernova progenitora , este turbulento mecanismo es capaz de aumentar la intensidad del campo magnético del púlsar, "dijo Endeve.

El equipo utilizó el sistema de simulación astrofísica general(GenASiS) para estudiar la evolución del campo magnético de la progenitora. Genasis, en fase de desarrollo por Christian Cardall, Budiardia Rubén, Endeve y Mezzacappa en el ORNL y Pedro Marronetti en la Florida Atlantic University, cuenta con un nuevo enfoque para el transporte de neutrinos y la gravedad y hace menos aproximaciones que su homólogo anterior, el cual suponía que la CCSNs eran perfectamente esférica.
Las simulaciones esencialmente resolvieron una serie de ecuaciones magnetohidrodinámicas, o las ecuaciones que describen las propiedades de los fluidos conductores de electricidad. Después de que establecieron las condiciones iniciales, el equipo realizó varios modelos con resoluciones altas y bajas, con los modelos de más alta resolución tomando más de un mes en completarse.Inicialmente, Endeve dijo, que se llevaron a cabo resoluciones más bajas, pero se produjo muy poca actividad significativa. Sin embargo, a medida que se intensificó la resolución, las cosas se pusieron interesantes.
El modelo se inicia en 4000 núcleos, Endeve dijo, pero a medida que la estrellas se vuelven más caóticas con la turbulencia y otros factores, las simulaciones se escalan hasta 64.000 núcleos, dando al equipo una imagen más realista de la actividad magnética en un CCSN. Añadió que el hecho de que el tiempo de solución para estos enormemente variantes tamaños de trabajo sea el mismo es debido a la política de Jaguar de programación en cola lo cual es una "gran ventaja". "Las instalaciones aquí son excelentes", dijo Endeve, añadiendo que el alto rendimiento del sistema de almacenamiento es muy importante para la investigación del equipo, cuando un modelo produce cientos de terabytes de datos."También hemos recibido mucha ayuda del equipo de visualización, especialmente Toedte Ross, y el enlace del grupo a la OLCF, Bronson Messer".
El equipo próximamente incorporará sofisticados transportes de neutrinos y la gravedad relativista, que le darán una imagen más realista de la CCSNs. Sin embargo, para hacer un código de gran alcance económico, dijo Endeve, será necesario emplear una malla de adaptación. Y, sin duda, requerirán el poder de cómputo de Jaguar.
Este último descubrimiento es un paso más hacia desentrañar los misterios de las CCSNs. A medida de que GenASiS sigua evolucionando, el equipo será capaz de investigar estos cataclismos estelares importantes a niveles sin precedentes, con lo que la ciencia estará un paso más cercano hacia una comprensión fundamental de nuestro universo.



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http://www.physorg.com/news/2011-03-exploring-magnetic-personalities-stars.html