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La búsqueda de Radio Púlsares por Einstein@Home en Arecibo: Tema 3

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¿Cómo trabaja el nuevo método de búsqueda?

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Nuestra búsqueda es una "búsqueda a ciegas". A priori, no sabemos la distancia exacta, la frecuencia de giro, y los parámetros orbitales de los radio púlsares que pudieran estar ocultos en un conjunto de datos. Tenemos que buscar en una amplia gama de estos parámetros para maximizar la probabilidad de detección.

El espacio interestelar está lleno de nubes de gas y polvo. Algunas de estas nubes tienen temperaturas de alrededor de 8.000 K y contienen electrones libres. Estas nubes dispersan las ondas de radio que viajan a través de ellas, lo que significa que las fecuencias más altas de radio llegan antes que las más bajas. Quantos más electrones del gas haya en la línea de visión, mayor será el tiempo de retraso. Los radiotelescopios observan una amplia banda de frecuencias de radio, por lo que ha de corregirse esta dispersión. Dado que la cantidad exacta de la dispersión depende de la distancia desconocida al púlsar y del número de electrones a lo largo de esta distancia, corregimos la dispersión en una muestra de 628 valores de prueba y buscamos independientemente en cada uno de los datos resultantes. Este proceso se llama "dedispersion" y es realizado en los servidores de Einstein@Home.

Puesto que ignoramos los parámetros orbitales del sistema binario hemos de probar miles de modelos orbitales posibles, cada uno correspondiente a distintos patrones Doppler de rotación creciente y decreciente. Para cada uno de esos conjuntos de datos se efectua una corrección total del efecto Doppler de la órbita correspondiente. Este es el primer paso realizado en los ordenadores conectados al proyecto. El siguiente paso es comprobar si hay un púlsar de radio presente en ese conjunto de datos para dicha órbita o similar. Esto se hace mediante un análisis de frecuencia (transformada de Fourier), que recuperará la frecuencia de giro sin manchas.

Debido a que las señales de los púlsares de radio no son sinusoidales sino pulsantes, el análisis de frecuencia muestra los componentes de la frecuencia fundamental (la frecuencia intrínseca de giro) y los armónicos superiores (enteros múltiplos de la frecuencia fundamental). La suma de estos componentes es un truco habitual en las búsquedas de púlsares y aumenta significativamente la sensibilidad de la búsqueda. Esta suma es el último paso realizado en el los equipos de los usuarios. Por último, se remite la lista de los candidatos más significativos a los servidores de Einstein@Home y son analizados por los científicos del proyecto.

Espectro dinámico de potencia
Debido al movimiento orbital en un sistema binario, la frecuencia de giro observada (o el tiempo entre pulsos) cambia regularmente con el tiempo.
Crédito: Adam Chandler
 
Una selección de perfiles de pulsos
Las curvas de pulsos de luz a menudo revelan muchos rasgos, pero la mayoría tienen un pico primario muy destacado.
Credit: D. R. Lorimer, Binary and Millisecond Pulsars, Living Rev. Relativity 11, (2008), 8
 

Última actualización el 19 de Diciembre 2009





This material is based upon work supported by the National Science Foundation (NSF) under Grants PHY-1104902, PHY-1104617 and PHY-1105572 and by the Max Planck Gesellschaft (MPG). Any opinions, findings, and conclusions or recommendations expressed in this material are those of the investigators and do not necessarily reflect the views of the NSF or the MPG.

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