Los tres detectores directos, la temporización de púlsares, los interferómetros basados ​​en el espacio y los interferómetros terrestres utilizan el mismo principio para detectar ondas gravitacionales (GW). Mida el cambio en la distancia entre dos objetos debido al paso de un GW. La amplitud de un GW es proporcional a la deformación$h = \Delta L / L$, el cambio de longitud dividido por la longitud total.

La diferencia clave entre todos los experimentos es la$L$. LIGO y otros interferómetros terrestres como Virgo y KAGRA tienen una escala de kilómetros con longitudes de brazo de$L\sim 10^3$metro. LISA , un interferómetro basado en el espacio propuesto en una órbita solar posterior a la Tierra, tiene una longitud de brazo propuesta en la escala de gigámetros,$L\sim 10^9$metro. PTA como International Pulsar Timing Array (IPTA) están monitoreando la distancia entre el sistema solar y los púlsares de milisegundos en nuestra galaxia. Las distancias típicas de PTA son kiloparsecs,$L\sim 10^{19}$metro.

Dado que la tensión es$\Delta L/L$, para medir la misma deformación cada experimento tiene un objetivo diferente$\Delta L$sensibilidad. Con brazos más largos, puede medir una tensión mucho menor, pero solo si puede lograr lo mismo$\Delta L$sensibilidad.

Ruido

El factor limitante para cualquier detector es el ruido aleatorio que compite con las señales que desea detectar. Cada uno de los tres experimentos tiene diferentes limitaciones que afectan a los más pequeños.$\Delta L$pueden observar. El nivel de ruido es diferente en cada frecuencia GW posible, por lo que el ruido dicta qué frecuencias GW puede detectar un experimento en particular.

Estas limitaciones se resumen en este gráfico de curvas de sensibilidad de GW de http://gwplotter.com/ . Las curvas negras muestran la sensibilidad a la deformación de cada experimento. Cualquier fuente de GW que produzca una deformación mayor que la curva es detectable.

Interferómetros terrestres y espaciales

Los interferómetros, tanto terrestres como espaciales, tienen los mismos tipos de limitaciones de ruido.

¿Observa cómo la pendiente de la línea negra para LIGO y LISA es la misma en el extremo derecho de cada curva? Esto se debe a que cada experimento está limitado por el ruido de disparo de fotones a alta frecuencia GW. Básicamente, cuántos fotones puede capturar cuando pasa una longitud de onda de GW. Los GW de mayor frecuencia le dan menos tiempo para recolectar fotones, por lo que obtiene menos y, por lo tanto, una medida menos precisa de la distancia. Puede combatir este efecto comenzando con más fotones usando un láser de mayor potencia. Esa es una de las mejoras realizadas durante la actualización de LIGO inicial a avanzado.

Otra limitación para el ruido de los disparos de fotones es que, a medida que el rayo láser viaja una mayor distancia, se dispersa. Menos de los fotones emitidos inicialmente llegarán al detector final. Como ejemplo, un$1$láser de longitud de onda micrométrica con un ancho de haz emitido de$1$cm se extenderá a un radio de$100$km sobre los brazos Gm de LISA. Esa es una enorme pérdida de poder. Para la misma frecuencia de GW, LISA puede recolectar muchos menos fotones, por lo que es mucho menos sensible a los GW de alta frecuencia que LIGO.

A bajas frecuencias GW, los dos interferómetros están limitados por el ruido de aceleración de sus masas de prueba. Básicamente, las fuentes que no son GW hacen que las masas reboten.

Para LIGO, el factor limitante es el movimiento sísmico. La gente a veces se refiere a la pendiente pronunciada en el extremo de baja frecuencia de la curva de sensibilidad de LIGO como el "muro sísmico". Los detectores terrestres hacen un esfuerzo hercúleo para lograr los niveles de aislamiento sísmico que tienen, pero para observar frecuencias cada vez más bajas de GW en algún momento solo tienes que salir de la Tierra. El pico en la curva de sensibilidad de LIGO se debe a una resonancia mecánica en el sistema de aislamiento sísmico. Las pequeñas vibraciones a esa frecuencia se amplifican de manera efectiva cegando a LIGO a esa frecuencia en particular.

En el espacio, no tiene movimiento sísmico con el que competir, pero otros efectos aún pueden sacudir sus masas de prueba. En particular, los acoplamientos electromagnéticos con la nave espacial que protege la masa de prueba pueden causar ruido de baja frecuencia. La pendiente de baja frecuencia de LISA es mucho más gradual, porque el espacio proporciona un entorno de baja frecuencia mucho más limpio.

LIGO no puede detectar frecuencias GW bajas debido al movimiento sísmico, y LISA no puede detectar frecuencias GW altas porque tiene muy pocos fotones para contar.

Matrices de temporización de púlsares

Para usar un PTA para detectar GW, debe comparar el tiempo esperado de llegada de un pulso de radio de un púlsar con su tiempo real de llegada. Si el radiotelescopio y el púlsar estuvieran perfectamente en reposo el uno con respecto al otro y los pulsos de radio se emitieran con una regularidad perfecta y los pulsos viajaran a través de un vacío perfecto, esto sería fácil. En la práctica no es tan fácil.

La Tierra se mueve alrededor del Sol y muchos púlsares de milisegundos tienen compañeros binarios. El centro de masa del sistema solar se mueve en la galaxia en relación con el centro de masa del sistema púlsar. El modelo para el tiempo esperado de llegada de los pulsos debe tener esto en cuenta. Los pulsos se propagan a través del medio interestelar que cambia ligeramente la velocidad de las ondas de radio. El medio interestelar también se mueve, por lo que este efecto de dispersión cambia con el tiempo. El brillo intrínseco de un púlsar también afecta la capacidad de medir con precisión el tiempo de llegada de un pulso.

Esto no quiere decir que las PTA no funcionen, lo hacen. Simplemente presentan un problema de ruido fundamentalmente diferente al de los interferómetros. Afortunadamente, personas mucho más inteligentes que yo han estado trabajando en ello durante años.

La curva de sensibilidad para el IPTA en el gráfico no está muy detallada, pero muestra dos limitaciones importantes (aunque hay otras que no se muestran).

En el extremo de baja frecuencia va directamente hacia arriba. Esto representa la duración finita de los tiempos de observación. Para medir una señal con un período de un año, debe observar al menos un año. Dado que los PTA solo han estado recopilando datos dedicados de púlsares de alta precisión de manera sistemática durante aproximadamente 15 años ( NANOGrav comenzó en 2004), eso significa que hay un corte de baja frecuencia duro en$f \sim 1/15\,\mathrm{yr} \approx 2\times 10^{-9}$Hz (la segunda "N" en NANOGrav significa nanohertz).

En el extremo de alta frecuencia GW, la pendiente está determinada por el ruido blanco del radiómetro en los radiotelescopios que observan los púlsares. Esta curva de sensibilidad asume que los modelos para el tiempo esperado de llegada de los pulsos son perfectos, y cualquier desviación del tiempo real de llegada es causada por la incertidumbre de medición en los radiotelescopios (o GW). Esto es similar al ruido de disparo de fotones. El brillo de pulso individual y la regularidad de su forma son factores clave para este efecto.

En realidad, las predicciones de tiempo esperado de llegada no son perfectas, por lo que esperaríamos que la sensibilidad toque fondo y se curve hacia arriba nuevamente, como las curvas LIGO y LISA, antes de alcanzar el corte de baja frecuencia. Si dedujimos el mismo movimiento de la Tierra o del púlsar eso es lo mismo que tener una fuerza desconocida sacudiendo las masas de prueba del detector, añadiendo ruido de baja frecuencia.

Este artículo de Hazboun (et al) hace el trabajo complicado de calcular una curva de sensibilidad mucho más realista para el conjunto de datos de 11 años de NANOGrav. Tiene en cuenta todos los detalles del modelo individual y las propiedades de ruido de más de 30 púlsares.

La curva verde aquí es una versión más realista de la curva IPTA negra en el gráfico de sensibilidad original anterior. El pico en la curva ocurre a una frecuencia de$f=1\,\mathrm{yr}^{-1}$. El movimiento de la Tierra alrededor del Sol limita la capacidad de un PTA para medir esa frecuencia en particular.

Fuentes de GW

Dado que cada experimento apunta a una banda de frecuencia GW diferente, cada uno tiene diferentes fuentes potenciales. La segunda parte de ese gráfico de sensibilidad es la tensión esperada de esas fuentes. No importa que no todos sean igualmente sensibles, porque las fuentes producen diferentes cepas. En particular, las fuentes binarias de baja frecuencia son más masivas y, por lo tanto, más ruidosas.

Cada oscilador tiene algunas frecuencias en las que resuena con fuerza y ​​otras en las que no. Los detalles pueden ser complicados, pero la escala general depende del tamaño del oscilador: los objetos grandes no tienden a moverse tan rápido como los pequeños. Usted ha visto esto si alguna vez ha visto altavoces de audio sofisticados, donde hay un gran "woofer" para producir sonidos de baja frecuencia y un "tweeter" más pequeño para producir sonidos de alta frecuencia.

Los detectores de ondas gravitacionales terrestres tienen una escala de longitud de 3 km y son más sensibles a frecuencias de alrededor de 100 Hz. Esa escala de frecuencia se establece mediante el montaje de los espejos de 40 kg , y los planes para hacer que LIGO sea más sensible a frecuencias más lentas incluyen el uso de masas de prueba más pesadas en los espejos.

Su figura incluye búsquedas de ondas gravitacionales que se mueven a través de campos de púlsares. La idea allí es buscar cambios en las frecuencias de giro de los púlsares, ya que la onda gravitacional introduce efectos de dilatación del tiempo que son periódicos. Supongo que el tamaño de un solo púlsar en realidad no es mucho más grande que el tamaño de un detector de ondas gravitacionales terrestres, pero la única información de tiempo que obtenemos de los púlsares es una señal de radio con un período típico de aproximadamente un segundo. (Los púlsares "rápidos" pueden ser de milisegundos). Se necesitan muchos pulsos para tener confianza en un pequeño cambio en su sincronización, por lo que los observatorios basados ​​en púlsares son más sensibles cuanto más tiempo corren. Pero una onda gravitacional con un período de un año podría tardar una década en observarse con confianza. (Compare con la misión de búsqueda de planetas "Kepler",

La evidencia de ondas gravitacionales en el fondo cósmico de microondas se basará en las propiedades de regiones del espacio del tamaño de cúmulos de galaxias. Muy grande. Muy lento.