脉冲星计时阵列

脉冲星计时阵列（英语：pulsar timing array，縮寫：PTA），也称脉冲星计时阵，是在银河系内被监测和分析的一组脉冲星组成的阵列，以寻找脉冲到达地球时间的相关特征的。因此，它们是银河系大小的探测器。尽管脉冲星计时阵列有许多应用，但最著名的是使用毫秒脉冲星阵列来检测和分析长波长（即低频）引力波背景。这样的探测需要对引力波（GW）特征进行详细量测，比如由引力波引起的不同毫秒脉冲星对发射的脉冲到达时间之间的四极相关性，而该相关性仅取决于脉冲星对在天空中的角分离。因为引力波引起的四极空间相关性，可以通过更多的脉冲星配对更好地采样，所以越大的阵列可能越适合引力波检测。有了这样的引力波探测器，毫秒脉冲星计时阵列将在引力波天文学中打开一个新的低频视窗，以窥视潜在的古代天体物理来源和早期宇宙过程，而这是任何其它管道都无法访问的^[1]^[2]。

概述编辑

脉冲星 P1 ... Pn 周期性地发送信号。引力波（GW）会改变了地球（E）与脉冲星的距离。天文学家持续的接收这些脉冲信号，当距离改变时，脉冲抵达地球的间隔时间也会改变。通过检测脉冲参数的变化就可以检测到引力波。

使用脉冲星作为引力波探测器的构想最初是由萨任（英语：Sazhin）在1970年代晚期提出的^[3] and Detweiler^[4]。这个想法是将太阳系重心和银河系的脉冲星视为太空中假想臂的两端。脉冲星在臂的一端充当参考时钟，有规律地发出由地球上的观测者监测的脉冲讯号。当长波长的引力波通过时，会影响与扰乱银河系的时空，并导致观测到的脉冲到达时间发生微小变化^[5]。^:207–209

1983年，黑林斯（英语：Hellings）和唐斯（英语：Downs）^[6]将这一想法扩展到脉冲星阵列，并发现引力波的随机背景会产生独特的引力波特征：不同毫秒脉冲星对发射的脉冲到达时间之间的四极空间相关性，仅取决于从地球上看这对脉冲星在天空中的角分离（实际上是太阳系的重心）。脉冲星计时阵列的关键特性是，仅有来自随机引力波背景的讯号将在脉冲星对的视线之间相互关联，而来自其它噪声过程的讯号则不会^[7]。在文献中，这种空间相关性曲线被称为黑林斯-唐斯曲线或重叠减少函数^[8]。

黑林斯和唐斯的工作在灵敏度上受到阵列中脉冲星时钟的精度和稳定性的限制。随着1982年发现更稳定的毫秒脉冲星之后，福斯特（英语：Foster）和唐纳德·贝克（英语：Donald C.Backer）（英语：Donald C.Backer）^[9]在1990年，通过将黑林斯-唐斯分析应用于高度稳定的毫秒脉冲星阵列，提高了对引力波检测的灵敏度，并启动了“脉冲星计时阵列计划”，使用国家电波天文台43米望远镜观测三颗脉冲星。

之所以使用毫秒脉冲星，是因为它们不容易发生星震和自转突变^[10]，以及吸积事件或随机时序噪声^[11]。这些都会影响经典脉冲星的周期。毫秒脉冲星的稳定性与基于原子钟的时间标准在运行数十年内的平均时相当^[12]。

对这些传播特性的影响之一是低频引力波（Gws），其频率为 10⁻⁹ 至 10⁻⁶ 赫兹；这种引力波最有可能的天体物理来源是合并星系中心的超大质量黑洞联星，那里有数以千万计的太阳质量在轨道上运行，周期为数月至数年之间。

低频引力波导致脉冲的到达时间在其波长上变化几十纳秒（因此，对于3 x 10＜sup＞−8＜/sup＞Hz的频率，每年一个周期，人们会发现脉冲在7月早到达20纳秒，在1月晚到达20纳秒）。这是一个微妙的实验，尽管毫秒脉冲星是足够稳定的时钟，脉冲的到达时间可以预测到所需的精度；实验使用20到50颗脉冲星的集合来解释大气中以及观测者和脉冲星之间空间中的色散效应。有必要对每颗脉冲星进行大约一周一次的监测；更高的观测节奏将允许检测更高频率的低频引力波，但尚不清楚在这样的频率下是否会有足够大的天体物理源。

通过这种方法不可能获得源的准确天空位置，因为分析20颗脉冲星的时间将产生100平方度 – 的不确定性区域，这是一片大约有盾牌座大小的天空，其中至少包含数千个合并星系。

脉冲星计时阵列（PTA）的主要目标是量测背景低频引力波的振幅，这可能是由超大质量黑洞合并的历史引起的。振幅可以描述星系形成的历史。背景波振幅的界限称为上限，低频引力波背景的振幅小于上限。

一些超大质量黑洞联星可能会形成一个稳定的联星，只有在当前宇宙年龄的许多倍之后才会合并。这被称为“最终秒差距问题”。现在还不清楚超大质量黑洞是如何在这个距离上相互接近的。

虽然超大质量黑洞联星最有可能的极低频引力波的来源，但其它来源也可能产生这些波，如宇宙弦（英语：Cosmic string），它们可能在宇宙历史早期形成。当宇宙弦相互作用时，它们可以形成通过辐射引力波而衰变的环^[13]^[14]。