Réseau de synchronisation de pulsars

Un réseau de synchronisation de pulsars ( PTA ) est un ensemble de pulsars galactiques surveillés et analysés pour rechercher des signatures corrélées dans les temps d'arrivée des impulsions sur Terre. En tant que tels, ils sont des détecteurs de la taille d'une galaxie. Bien qu'il existe de nombreuses applications pour les réseaux de synchronisation de pulsars, la plus connue est l'utilisation d'un réseau de pulsars millisecondes pour détecter et analyser le fond d'ondes gravitationnelles à grande longueur d'onde (c'est-à-dire à basse fréquence) . Une telle détection impliquerait une mesure détaillée d'une signature d'onde gravitationnelle (GW), comme la corrélation quadrupolaire induite par GW entre les temps d'arrivée des impulsions émises par différentes paires de pulsars millisecondes qui ne dépend que des séparations angulaires des paires dans le ciel. Des réseaux plus grands peuvent être meilleurs pour la détection des GW car les corrélations spatiales quadrupolaires induites par les GW peuvent être mieux échantillonnées par beaucoup plus de paires de pulsars. Avec une telle détection d'ondes gravitationnelles, les réseaux de synchronisation des pulsars en millisecondes ouvriraient une nouvelle fenêtre basse fréquence dans l'astronomie des ondes gravitationnelles pour observer d'anciennes sources astrophysiques potentielles et des processus de l'Univers primitif , inaccessibles par tout autre moyen.

La proposition d'utiliser des pulsars comme détecteurs d'ondes gravitationnelles (OG) a été initialement formulée par Mikhail Sazhin et Steven Detweiler à la fin des années 1970. L'idée est de traiter le barycentre du système solaire et un pulsar galactique comme les extrémités opposées d'un bras imaginaire dans l'espace. Le pulsar agit comme une horloge de référence à une extrémité du bras en envoyant des signaux réguliers qui sont surveillés par un observateur sur Terre. L'effet du passage d'une OG de grande longueur d'onde serait de perturber l' espace-temps galactique et de provoquer un petit changement dans l'heure d'arrivée observée des impulsions.

En 1983, Hellings et Downs ont étendu cette idée à un réseau de pulsars et ont découvert qu'un fond stochastique de GW produirait une signature GW distinctive : une corrélation spatiale quadrupolaire et multipolaire supérieure entre les temps d'arrivée des impulsions émises par différentes paires de pulsars millisecondes qui ne dépend que de la séparation angulaire de la paire dans le ciel telle qu'observée depuis la Terre (plus précisément le barycentre du système solaire). La propriété clé d'un réseau de synchronisation de pulsars est que le signal provenant d'un fond stochastique de GW sera corrélé à travers les lignes de visée des paires de pulsars, alors que celui des autres processus de bruit ne le sera pas. Dans la littérature, cette courbe de corrélation spatiale est appelée courbe de Hellings-Downs ou fonction de réduction de chevauchement.

Les travaux de Hellings et Downs étaient limités en sensibilité par la précision et la stabilité des horloges de pulsars du réseau. Après la découverte du pulsar milliseconde plus stable en 1982, Foster et Backer ont amélioré la sensibilité aux ondes gravitationnelles en appliquant en 1990 l'analyse Hellings-Downs à un réseau de pulsars millisecondes très stables et ont lancé un « programme de synchronisation de pulsars » pour observer trois pulsars à l'aide du télescope de 43 m du National Radio Astronomy Observatory .

Les pulsars millisecondes sont utilisés car ils ne sont pas sujets aux tremblements d'étoiles et aux perturbations , aux événements d'accrétion ou au bruit de synchronisation stochastique qui peuvent affecter la période des pulsars classiques. Les pulsars millisecondes ont une stabilité comparable aux normes de temps basées sur l'horloge atomique lorsqu'elles sont moyennées sur des décennies .

Une influence sur ces propriétés de propagation est exercée par les ondes gravitationnelles à basse fréquence, avec une fréquence de 10 ⁻⁹ à 10 ⁻⁶ hertz ; les sources astrophysiques les plus probables de ces ondes gravitationnelles sont des binaires de trous noirs supermassifs au centre de galaxies en fusion , où des dizaines de millions de masses solaires sont en orbite avec une période comprise entre quelques mois et quelques années.

Les ondes gravitationnelles font varier le moment d'arrivée des impulsions de quelques dizaines de nanosecondes sur leur longueur d'onde (ainsi, pour une fréquence de 3 x 10 ⁻⁸ Hz, un cycle par an, on trouverait que les impulsions arrivent 20 ns début juillet et 20 ns fin janvier). Il s'agit d'une expérience délicate, bien que les pulsars millisecondes soient des horloges suffisamment stables pour que le moment d'arrivée des impulsions puisse être prédit avec la précision requise ; les expériences utilisent des collections de 20 à 50 pulsars pour tenir compte des effets de dispersion dans l'atmosphère et dans l'espace entre l'observateur et le pulsar. Il est nécessaire de surveiller chaque pulsar environ une fois par semaine ; une cadence d'observation plus élevée permettrait de détecter des ondes gravitationnelles de fréquence plus élevée, mais il n'est pas certain qu'il y ait des sources astrophysiques suffisamment fortes à de telles fréquences.

Il n’est pas possible d’obtenir des emplacements précis dans le ciel pour les sources par cette méthode, car l’analyse des temps de vingt pulsars produirait une région d’incertitude de 100 degrés carrés – une partie du ciel de la taille de la constellation Scutum qui contiendrait au moins des milliers de galaxies en fusion.

L'objectif principal des PTA est de mesurer l'amplitude des ondes gravitationnelles de fond, probablement causées par une histoire de fusions de trous noirs supermassifs . Les amplitudes peuvent décrire l'histoire de la formation des galaxies. La limite de l'amplitude des ondes de fond est appelée limite supérieure. L'amplitude de l'onde gravitationnelle de fond est inférieure à la limite supérieure.

Certains trous noirs supermassifs binaires peuvent former un binaire stable et ne fusionner qu'après plusieurs fois l'âge actuel de l'univers. C'est ce qu'on appelle le problème du parsec final . On ne sait pas exactement comment les trous noirs supermassifs se rapprochent les uns des autres à cette distance.

Bien que les trous noirs supermassifs soient la source la plus probable d'ondes gravitationnelles de très basse fréquence, d'autres sources pourraient générer ces ondes, comme les cordes cosmiques , qui se sont peut-être formées au début de l'histoire de l'univers. Lorsque les cordes cosmiques interagissent, elles peuvent former des boucles qui se désintègrent en émettant des ondes gravitationnelles.

Il existe cinq projets actifs de réseaux de synchronisation de pulsars dans le monde. Les trois premiers projets (PPTA, EPTA et NANOGrav) ont commencé à collaborer sous le titre de projet International Pulsar Timing Array , dont l'InPTA est devenu membre en 2021. Récemment, la Chine est également devenue active, bien qu'elle ne soit pas encore membre à part entière de l'IPTA.

1. Le Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) du radiotélescope de Parkes collecte des données depuis 2005.
2. L' European Pulsar Timing Array (EPTA) collecte des données depuis 2009 ; il utilise les cinq plus grands radiotélescopes d'Europe :
   • Télescope Lovell
   • Radiotélescope de synthèse Westerbork
   • Télescope Effelsberg
   • Radiotélescope de Nancay
   • Radiotélescope de Sardaigne .
3. L' observatoire nord-américain des ondes gravitationnelles Nanohertz (NANOGrav) utilise des données, collectées depuis 2005, provenant des radiotélescopes d'Arecibo et de Green Bank .
4. Le réseau indien de synchronisation des pulsars (InPTA) utilise le radiotélescope géant à ondes métriques amélioré .
5. Le réseau chinois de synchronisation des pulsars (CPTA) utilise le radiotélescope sphérique à ouverture de cinq cents mètres (FAST).
6. Le réseau de synchronisation des pulsars MeerKAT (MPTA) fait partie de MeerTime, un projet de grande envergure de MeerKAT . Le MPTA vise à mesurer avec précision les temps d'arrivée des impulsions d'un ensemble de 88 pulsars visibles depuis l'hémisphère sud, dans le but de contribuer à la recherche, à la détection et à l'étude des ondes gravitationnelles de fréquence nanohertz dans le cadre du réseau international de synchronisation des pulsars .

En 2020, la collaboration NANOGrav a présenté la publication des données sur 12,5 ans, qui comprenait des preuves solides d'un processus stochastique de loi de puissance avec une amplitude de déformation et un indice spectral communs à tous les pulsars, mais des données statistiquement non concluantes pour la corrélation spatiale quadripolaire critique de Hellings-Downs.

En juin 2023, NANOGrav , EPTA , PPTA et InPTA ont annoncé avoir trouvé des preuves d'un fond d'ondes gravitationnelles . Les données de 15 ans de NANOGrav sur 68 pulsars ont fourni une première mesure de la courbe caractéristique de Hellings-Downs, une signature quadripolaire révélatrice des ondes gravitationnelles. Des résultats similaires ont été publiés par European Pulsar Timing Array, qui a revendiqué une signification de -, la norme en matière de preuve. Ils s'attendent à ce qu'une signification de -, la norme de détection, soit atteinte vers 2025 en combinant les mesures de plusieurs collaborations. Également en juin 2023, le Chinese Pulsar Timing Array (CPTA) a rapporté des résultats similaires avec une signification de - ; ils ont surveillé 57 pulsars millisecondes sur seulement 41 mois, profitant de la haute sensibilité de FAST , le plus grand radiotélescope du monde. Quatre collaborations indépendantes rapportant des résultats similaires ont fourni une validation croisée des preuves du GWB en utilisant différents télescopes, différents réseaux de pulsars et différentes méthodes d'analyse. Les sources du fond d'ondes gravitationnelles ne peuvent pas être identifiées sans observations et analyses supplémentaires, bien que les binaires de trous noirs supermassifs soient les principaux candidats.