Los observatorios de ondas gravitacionales actuales tienen dos limitaciones importantes. La primera es que sólo pueden observar poderosas explosiones gravitacionales, como las fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones. La segunda es que sólo pueden observar estas fusiones en longitudes de onda del orden de cientos a miles de kilómetros. Esto significa que sólo podemos observar fusiones masivas de estrellas. Por supuesto, hay mucha astronomía gravitacional interesante en otras longitudes de onda y niveles de ruido, lo que ha motivado a los astrónomos a volverse inteligentes. Una de estas inteligentes ideas es utilizar los púlsares como telescopio. La investigación se ha publicado en el servidor de preimpresión arXiv.
El concepto se conoce como conjunto de temporización de púlsares (PTA). Los púlsares son estrellas de neutrones en rotación con un fuerte campo magnético alineado de tal manera que barre una ráfaga de energía de radio hacia la Tierra con cada rotación. Los vemos como un flash de radio muy normal. Algunos púlsares, conocidos como púlsares de milisegundos, giran tan rápidamente que emiten cientos de pulsos de radio por segundo. Dado que la rotación de una estrella de neutrones es casi tan regular como un reloj, los púlsares pueden utilizarse como una especie de reloj cósmico.
Debido a esto, si un púlsar se mueve de cualquier manera, como orbitando una estrella, el movimiento relativo del púlsar hace que los pulsos se desplacen ligeramente. Podemos medir estos cambios con extrema precisión. Nuestras observaciones son tan precisas que los púlsares se utilizaron para medir la desintegración orbital de sistemas binarios como evidencia indirecta de ondas gravitacionales mucho antes de que pudiéramos observarlas directamente.
Incluso cuando los púlsares no forman parte de un sistema binario, pequeños tirones gravitacionales hacen que se desplacen ligeramente. Entonces, cuando una onda gravitacional pasa a través de ellos, sus pulsos cambiarán una pequeña cantidad. Estos cambios ocurren esencialmente al nivel de fluctuación aleatoria de los propios pulsos, por lo que no podemos ver el efecto de la onda gravitacional de un solo púlsar. Necesitamos observaciones de muchos púlsares para ver las fluctuaciones estadísticas. Por lo tanto, necesitamos una serie de tiempos de púlsar.
A principios de este año, los astrónomos de NANOGrav utilizaron una serie de 67 púlsares con 15 años de datos y pudieron medir el ruido gravitacional de fondo del universo. Las fuentes probables de este trasfondo son los agujeros negros binarios supermasivos (SMBH), pero los resultados no fueron del todo concluyentes. Un problema con los datos es que, si bien el equipo pudo medir las ondas gravitacionales, no pudieron determinar con precisión el punto de origen de ellas.
Hay varios proyectos de la PTA en curso, lo que significa que pronto tendremos una gran cantidad de datos de observación. En un nuevo estudio, un equipo propone cómo se podrían utilizar estos datos para identificar las fuentes de ondas gravitacionales de fondo. Su idea se centra en realizar mediciones precisas de la distancia de los púlsares en una matriz.
Por el momento, aunque conocemos con mucha precisión la distancia a algunos púlsares, la distancia de muchos púlsares es confusa. Las observaciones detalladas de los púlsares PTA a través de observatorios como el Very Long Baseline Array podrían brindarnos la precisión que necesitamos. Conocer tanto la distancia como la variación temporal de un púlsar nos daría un alcance para la fuente. Con una serie de púlsares, los rangos se superpondrían para triangular la fuente.
Como muestra el artículo, se podría obtener un buen nivel de precisión con un PTA de sólo una docena de púlsares. Este estudio inicial solo se centró en una matriz bidimensional, pero una matriz más tridimensional también debería ser razonablemente precisa. Ciertamente, es lo suficientemente preciso como para demostrar si estas ondas de fondo provienen de agujeros negros binarios supermasivos o algo que aún no entendemos completamente.
Con información de arXiv
