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用脉冲星高精度的计时观测探测引力波

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用脉冲星高精度的计时观测探测引力波

图3观测多颗的脉冲星,形成计时阵,捕捉经过的引力波信号脉冲星是带有强磁场的旋转中子星,目前已知的脉冲星有2500余颗,它们的自转周期从毫秒至秒,其中自转周期小于20毫秒的脉冲星有300余颗,这类毫秒脉冲星是极其稳定的天然时钟,周期变化率一般在10-20量级。

脉冲星计时观测就是测量毫秒脉冲星的脉冲信号的到达时间。

单个脉冲通常很不稳定而且非常微弱,而大量的脉冲叠加在一起却具有非常稳定的轮廓。

那么脉冲星计时观测如何测量引力波?实际上,引力波会引起所传播时空的变形,当有引力波通过地球与脉冲星之间的时候,脉冲星发出的射电波所经过的路径就会被周期性地压缩和拉长,导致望远镜接收到的脉冲信号出现周期性地早到和延迟。

对脉冲到达时间进行长期监测,就有希望捕捉到引力波信号。 然而,仅观测一颗脉冲星是不够的,因为许多噪声会掩盖引力波信号,但单颗脉冲星的观测可以用来限制可能存在于数据中的引力波信号强度,为此,天文学家提出脉冲星计时阵的概念,即同时监测多颗脉冲星(图3),寻找引力波对不同脉冲星计时信号造成的相互关联影响。 消除各种噪声干扰引力波探测的主要挑战是引力波的信号太弱,通常被掩藏于各种噪声之中。 对于某一颗脉冲星的计时信号噪声,包括望远镜观测系统自身的噪声、射频干涉、脉冲轮廓不稳定引起的噪声、脉冲星自转不稳定引起的噪声、星际介质引起的噪声等。

另外,时间标准的不稳定性和太阳系星历表的不准确都会导致观测数据中出现相互关联的噪声。

幸好,通过观测足够多的脉冲星,引力波引起的计时残差的相关性可以从这些噪声中分离出来。 目前世界上的脉冲星计时阵观测项目现在全世界一共有三个脉冲星计时阵的观测项目:(1)PPTA项目,采用澳大利亚65米Prakes射电望远镜,已对20颗毫秒脉冲星进行了5年以上的计时观测;(2)EPTA项目,采用德国100米Effelsberg、英国76米Lovell、法国94米Nancay、荷兰96米Westerbork射电望远镜等,已观测42颗毫秒脉冲星,其中22颗有5年以上的计时观测;(3)NANOGrav项目,采用美国305米Arecibo和100米GreenBank射电望远镜,已对45颗毫秒脉冲星进行了11年的计时观测,利用数据开展了引力波背景的初步探讨。 这些项目都通过提高计时精度或降低噪声水平、采集更多的计时数据点和观测更多的脉冲星,来提高脉冲星计时阵探测引力波的灵敏度。 2016年,国际脉冲星计时阵合作组发布了第一次数据,意味着纳赫兹引力波探测向前迈出了非常重要的一步。

纳赫兹引力波源纳赫兹引力波的重要源是超大质量黑洞,正在并合的超大质量双黑洞具有强扭曲的时空和相对论性运动,它们产生时空的强扰动或涟漪,即宇宙中最强的引力波信号。 与恒星级黑洞双星并合产生引力波的波形相似,但具有更长的时间变化和更大的变化幅度,其信噪比可达103,远高于恒星级黑洞产生的引力波幅度(信噪比10左右)。 以引力波探测作为信使,将变革我们对超大质量黑洞的诞生、增长和演化的认识,以及它们对宇宙结构形成的作用的认识。

目前我们对超大质量黑洞的认识主要来自对不同演化时期活动星系核或类星体的电磁波观测。

在宇宙黎明时期(红移大约20)的物理过程不能通过电磁波观测研究,这时宇宙是不透明的,直至红移z=才透明。 目前发现最远距离的类星体是红移大于7,这对它们在不透明时代的形成给出重要限制。

引力波观测将成为揭示宇宙黎明时期超大质量黑洞的存在和物理的主要手段。 另外,通过测量黑洞自旋和角动量的夹角,可以收集超大质量黑洞与周围环境的相互作用,了解双黑洞的演化是否由周围气体驱动。 特别地,气体可以对黑洞自旋施加耗散力矩,使黑洞自旋方向与气体角动量趋同,这也对并合产生超大质量黑洞的命运有重要意义,而且正在并合超大质量双黑洞的并合率和性质与它们的寄主星系关联。 纳赫兹引力波可能还包括其它成分的贡献,如宇宙弦产生的引力波和原初引力波等。

除了引力波探测,高精度脉冲星计时观测还有其它用途,如双星系统和中子星质量的研究、脉冲星位置和空间速度测量、广义相对论检验、电离星际介质分析、建立独立的时间标准、寻找太阳系内的天体和深空导航等,具有重要的科学价值。 中国在纳赫兹引力波探测方面将有所作为。