Conjunto de sincronización Pulsar

Un conjunto de cronometraje 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 los conjuntos de cronometraje de púlsares, la más conocida es el uso de un conjunto de púlsares de milisegundos para detectar y analizar el fondo de ondas gravitacionales de longitud de onda larga (es decir, de baja frecuencia) . Dicha 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 púlsares de milisegundos que depende únicamente 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 muestrearse mejor con muchos más pares de púlsares. Con una detección de ondas gravitacionales de este tipo, las redes 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 ]}

La propuesta de utilizar púlsares como detectores de ondas gravitacionales (OG) fue formulada originalmente por Mikhail Sazhin ^{[ 4 ]} y Steven Detweiler ^{[ 5 ]} a finales de la década de 1970. La idea consiste en tratar el baricentro del Sistema Solar y un púlsar galáctico como los extremos opuestos de un brazo imaginario en el espacio. El púlsar actúa como reloj de referencia en un extremo del brazo, emitiendo señales regulares que son monitorizadas por un observador en la Tierra. El efecto del paso de una OG de longitud de onda larga sería perturbar el espaciotiempo galáctico y provocar un pequeño cambio en el tiempo de llegada observado de los pulsos. ^{[ 6 ] : 207-209}

En 1983, Hellings y Downs ^{[ 7 ]} extendieron esta idea a una matriz de púlsares y encontraron 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 solo de la separación angular del par en el cielo vista desde la Tierra (más precisamente el baricentro del sistema solar). ^{[ 8 ]} La propiedad clave de una matriz de cronometraje de púlsares es que la señal de un fondo estocástico de ondas gravitacionales estará correlacionada a través de las líneas de visión de los pares de púlsares, mientras que la de otros procesos de ruido no lo estará. ^{[ 9 ]} En la literatura, esta curva de correlación espacial se llama curva de Hellings-Downs o función de reducción de superposición. ^{[ 10 ]}

El trabajo de Hellings y Downs tuvo una sensibilidad limitada por la precisión y estabilidad de los relojes de púlsares en el conjunto. Tras el descubrimiento del púlsar 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 púlsares de milisegundos altamente estables e iniciaron un "programa de conjunto de cronometraje de púlsares" para observar tres púlsares utilizando el telescopio de 43 m del Observatorio Nacional de Radioastronomía .

Los púlsares de milisegundos se utilizan porque no son propensos a los terremotos estelares y fallos ^{[ 12 ]} , eventos de acreción o ruido de sincronización estocástico ^{[ 13 ]} que pueden afectar el período de los púlsares clásicos más lentos. 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 gravitacionales de baja frecuencia, con una frecuencia de 10⁻⁹ ^a 10⁻⁶ ^hercios ; las fuentes astrofísicas más probables de dichas ondas gravitacionales son los sistemas binarios de agujeros negros supermasivos en los centros de galaxias en fusión , donde decenas de millones de masas solares orbitan con un período de entre meses y unos pocos años.

^{Las ondas gravitacionales provocan que} el tiempo de llegada de los pulsos varíe en unas pocas decenas de nanosegundos a lo largo de su longitud de onda (así, para una frecuencia de 3 × 10⁻⁸ Hz, un ciclo por año, se encontraría que los pulsos llegan 20 ns antes en julio y 20 ns después en enero). Este es un experimento delicado, aunque los púlsares de milisegundos son relojes lo suficientemente estables como para que el tiempo de llegada de los pulsos pueda predecirse 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 cadencia de observación más alta permitiría la detección de ondas gravitacionales de mayor frecuencia, pero no está claro si habría fuentes astrofísicas lo suficientemente intensas a tales frecuencias.

Con este método no es posible obtener ubicaciones celestes precisas para las fuentes, ya que analizar los tiempos de veinte púlsares produciría una región de incertidumbre de 100 grados cuadrados , un trozo de cielo del tamaño aproximado de la constelación de Scutum que contendría al menos miles de galaxias en fusión. 

El objetivo principal de los PTA es medir la amplitud de las ondas gravitacionales de fondo, posiblemente causadas por la fusión de agujeros negros supermasivos . Estas amplitudes pueden describir la historia de la formación de las galaxias. El límite superior de la amplitud de estas ondas se denomina límite superior. La amplitud de las ondas gravitacionales de fondo es menor que dicho límite superior.

Algunos sistemas binarios de agujeros negros supermasivos podrían formar un sistema binario estable y fusionarse solo después de que el universo haya recorrido muchas veces su edad actual. Esto se conoce como el problema del último pársec . Aún no está claro cómo se aproximan los agujeros negros supermasivos 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 generarlas, como las cuerdas cósmicas , que podrían haberse formado al principio de la historia del universo. Cuando las cuerdas cósmicas interactúan, pueden formar bucles que se desintegran emitiendo ondas gravitacionales. ^{[ 15 ] [ 16 ]}

A nivel mundial, existen varios proyectos activos de redes de cronometraje de púlsares. Los tres primeros (PPTA, EPTA y NANOGrav) comenzaron a colaborar bajo el nombre de Proyecto Internacional de Cronometraje de Púlsares ( IPTA), del cual InPTA se unió en 2021. Recientemente, China también se ha involucrado, aunque aún no es miembro de pleno derecho de IPTA. Además, existe una red de cronometraje de púlsares de rayos gamma que utiliza el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi . ^{[ 17 ]}

1. El conjunto de sensores de púlsares de Parkes (PPTA, por sus siglas en inglés) del radiotelescopio de Parkes lleva recopilando datos desde 2005.
2. El European Pulsar Timing Array (EPTA) lleva recopilando datos desde 2009; utiliza los cinco radiotelescopios más grandes de Europa:
   • Telescopio Lovell
   • Radiotelescopio de síntesis Westerbork
   • Telescopio de Effelsberg
   • Radiotelescopio Nancay
   • Radiotelescopio de Cerdeña .
3. El Observatorio Norteamericano de Nanohertz 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 . ^{[ 18 ] [ 19 ]}
5. El conjunto de cronometraje de púlsares chino (CPTA) utiliza el radiotelescopio esférico de apertura de quinientos metros (FAST). ^{[ 20 ]}
6. El MeerKAT Pulsar Timing Array (MPTA), que forma parte de MeerTime, un proyecto de gran envergadura de MeerKAT , 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 fin de contribuir a la búsqueda, detección y estudio de ondas gravitacionales de frecuencia nanohertz como parte del International Pulsar Timing Array .
7. El conjunto de cronometraje de púlsares de rayos gamma, cuyo miembro actual es el telescopio espacial de rayos gamma Fermi . Existen propuestas para una expansión significativa con futuros telescopios espaciales de rayos gamma a más de mil púlsares. ^{[ 21 ]}

En 2020, la colaboración NANOGrav presentó la publicación de datos de 12,5 años, que incluía una fuerte evidencia de un proceso estocástico de ley de potencias 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. ^{[ 24 ] [ 25 ]}

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 medición de la distintiva curva de Hellings-Downs, una firma cuadrupolar reveladora de ondas gravitacionales. ^{[ 26 ]} Simultáneamente, el European Pulsar Timing Array publicó resultados similares, afirmando que${\displaystyle 3\sigma }$-significancia, el estándar de evidencia. Esperan que una${\displaystyle 5\sigma }$-significancia, el estándar para la detección, se lograría alrededor de 2025 combinando las mediciones de varias colaboraciones. ^{[ 27 ] [ 28 ]} También en junio de 2023, el conjunto de cronometraje de púlsares chino (CPTA) informó hallazgos similares con un${\displaystyle 4.6\sigma }$-significancia; monitorearon 57 púlsares de milisegundos durante solo 41 meses, aprovechando la alta sensibilidad de FAST , el radiotelescopio más grande del mundo. ^{[ 29 ] [ 30 ]} Cuatro colaboraciones independientes que informaron resultados similares proporcionaron validación cruzada de la evidencia de GWB utilizando diferentes telescopios, diferentes conjuntos de púlsares y diferentes métodos de análisis. ^{[ 31 ]} 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 ]}

• Observatorio de ondas gravitacionales

• G. Hobbs; et  al. (2010). "El proyecto International Pulsar Timing Array: uso de púlsares como detector de ondas gravitacionales". Classical and Quantum Gravity . 27 (8): 8. arXiv : 0911.5206 . Bibcode : 2010CQGra..27h4013H . doi : 10.1088/0264-9381/27/8/084013 . S2CID 56073764 . 
• G. Hobbs (2011). «Púlsares como detectores de ondas gravitacionales». Emisión de alta energía de púlsares y sus sistemas . Actas de Astrofísica y Ciencias Espaciales. Vol.  21. págs. 229–245 . arXiv : 1006.3969 . Bibcode : 2011ASSP...21..229H . doi : 10.1007/978-3-642-17251-9_20 . ISBN  978-3-642-17250-2. S2CID 119277779 . 

• Simulador de matriz de sincronización de pulsares SimPTA
• Red de sincronización de púlsares europea
• Observatorio Norteamericano de Ondas Gravitacionales en Nanohertz (NANOGrav)