Novel Strategies for Continuous Gravitational Wave Searches in the Era of the Advanced Detectors

Abstract

[cat] Les ones gravitacionals contínues (CWs, per les sigles en anglès) són formes de radiació gravitacional de llarga durada encara no detectades. S’espera que aquests senyals siguin emesos per estels de neutrons (NSs, per les sigles en anglès) no axisimètrics en rotació a la nostra galàxia, si bé s’han proposat fonts més exòtiques, com ara l’evaporació de núvols de bosons al voltant de forats negres en rotació. Aquesta tesi presenta tres nous mètodes per post-processar i seguir els resultats de cerques de CW a cegues, així com els resultats de dues cerques de CW a cegues utilitzant dades dels detectors Advanced LIGO. Cadascun d’aquests capítols és una adaptació de dos articles que, respectivament, han estat publicats a la revista Physical Review D. El capítol 2, que aport una descripció general del panorama actual dels mètodes de cerca de CW, és una adaptació d’un article de revisió publicat a la revista Universe. Durant el desenvolupament d’aquesta tesi he contribuït directament a un total de 15 articles, els quals es troben publicats a les revistes Physical Review D, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Astrophysical Journal, i Astrophysical Journal Letters. A més, estic involucrat en tres paquets de programari d’anàlisi:w de dades de codi obert: LALSuite, com a col·laborador; PyFstat, com a desenvolupador principal tal com es reflecteix en la publicació corresponent al Journal of Open Source Software; i distromax com a desenvolupador principal i mantenidor. L’impacte d’aquests nous tres mètodes’ presentats en aquesta tesi es fa palès a en l’ús extensiu d’aquests mètodes en una fracció significativa de les cerques de CW produïdes sobre les dades d’O3 dels detectors Advanced LIGO. La detecció directa d’una CW ampliaria el nostre coneixement sobre la població de NS galàctica. En primer lloc, les NS són alguns dels objectes observats més extrems de l’Univers perquè contenen una massa entre una i dues vegades la del Sol dins d’un radi d’entre deu i quinze quilòmetres. En conseqüència, són un laboratori ideal per entendre el comportament de la matèria en condicions extremes. L’emissió de CW pot ser conseqüència de diferents processos físics, com per exemple una deformació a les capes exteriors de l’estel o l’oscil·lació de modes inestables a la seva regió interna. La mesura d’aquest senyal ens permetria entendre quin tipus de física nuclear es duu a terme dins aquests estels. En segon lloc, la població d’NS coneguda comprèn aproximadament 3500 estels al moment d’escriure aquesta tesi; la taxa de supernoves de la nostra galàxia, però, suggereix una població total d’entre 108 i 109 NS. Aquesta encletxa demogràfica es podria explicar mitjançant diversos arguments, un dels quals advoca per l’existència d’una població d’NS electromagnèticament inactiva, possiblement amb propietats molt diferents respecte a la població de púlsars observada. Les CW, per tant, podrien ser crucials per a comprendre la totalitat de la població de NS a la nostra galàxia. Les estratègies de cerca de CW generalment es classifiquen d’acord amb la informació prèvia disponible sobre el tipus de font que cal analitzar. Les cerques dirigides, per una banda, intenten detectar CW de púlsars coneguts, per als quals se suposa que l’emissió de CW es troba en fase amb les observacions electromagnètiques. Això produeix una cerca computacionalment barata, capaç d’extreure informació astrofísicament rellevant d’objectes específics. La física d’aquests objectes, no obstant, és encara incerta. En consequència l’assumpció de sincronia entre els senyals electromagnètic i gravitacional podria ser incorrecte amb escenaris realistas i, de forma última, podría impedir la detecció d’una CW. Les cerques a cegues, per altra banda, no se centren en una font específica sinó que més aviat cerquen un senyal gairebé monocromàtic modulat d’acord amb el corriment Doppler induït pel moviment del detector. Conseqüentment, l’espai de paràmetres a cobrir s’incrementa enormement, tant és així que les cerques han d’utilitzar mètodes subòptims, anomenats semicoherents, a fi de ser computacionalment assequibles. Aquesta compensació s’analitza breument al capítol 1. Al capítol 2 es discuteix la implementació de diverses cerques semicoherents utilitzades en l’anàlisi de dades reals. La conclusió general és que les cerques a cegues són les més cares en termes computacionals en el panorama actual a causa de l’extensió de l’espai de paràmetres sota consideració. A causa d’això, aquestes cerques a cegues tendeixen a produir un nombre elevat de candidats que han de ser degudament examinats amb mètodes més sensibles per a descartar candidats d’origen no astrofísic i identificar adequadament candidats consistents en un senyal CW astrofísic. El primer dels nous mètodes proposats, introduït al capítol 3, se centra en la selecció de candidats interessants produïts per l´etapa principal d’una cerca CW. Concretament, introdueix una nova noció de distància entre senyals CW que és independent de la parametrització del model de senyal. Aquesta distància és utilitzada per agrupar candidats produïts en una cerca CW amb un origen comú, i comprimeix una gran quantitat de resultats en un nombre més petit de grups significatius als quals se’ls pot fer un seguiment més fàcilment. En descriure adequadament l’estructura de l’espai de paràmetres subjacent, l’ús daquesta distància augmenta la sensibilitat d’una cerca pilot sobre dades d’O2 per a CW procedents de NS desconeguts a sistemes binaris entre un 5 i un 15% respecte a l’ús d’una distància euclidiana. El capítol 4 analitza com avaluar el resultat d’un seguiment de diverses etapes d’un candidat CW interessant produït per una cerca CW genèrica. En concret, proposa un nou factor de Bayes per establir si el comportament d’un candidat de CW al llarg d’un seguiment per etapes és consistent amb el d’un senyal astrofísic. Per això, es proposen distribucions de dades sota les hipòtesis de senyal i soroll: La distribució sota la hipòtesi de senyal avalua la consistència de les amplituds del senyal al llarg de diferents etapes. La distribució sota la hipòtesi de soroll, per altra banda, empra la teoria de valors extrems per estimar la significança del candidat més significatiu produït per un procés de soroll. L’efectivitat d’aquest nou factor de Bayes s’exemplifica amb l’anàlisi trenta candiats atípics produïts per diverses cerques a les dades obertes del segon període d’observació dels detectors Advanced LIGO (O2). Cap d’aquests valors atípics no resulta consistent amb un senyal astrofísic. El capítol 5 presenta distromax, un nou mètode per estimar la significança del candidat més significatiu produït pel soroll en una cerca d’ones gravitacionals. El mètode aplica resultats de teoria de valors extrems presentats al Capítol 4, els quals es basen en el comportament de la cua de les distribucions de probabilitat involucrades. Conseqüentment, aquest mètode permet la construcció de llindars de detecció fins i tot si es desconeix la distribució subjacent de l’estadística de detecció en ús. Aquesta propietat s’aprofita per avaluar el postprocessament d’una cerca en dades obertes d’O2 amb l’utilització d’una estadística de detecció més robusta contra els artefactes instrumentals. Aquesta estadística no es va utilitzar a la cerca original perquè la seva distribució sota la hipòtesi del soroll és desconeguda; distromax, per altra banda, pot ser aplicat sense més problemes. Aquests mètodes són aplicables a altres tipus de cerques, tal com es discuteix en els seus respectius capítols, i s’han utilitzat de forma rutinària en cerques de CW realitzades per la col·laboració LIGO– Virgo–KAGRA durant el seu tercer període d’observació. Els capítols 6 i 7 presenten cerques CW a cegues sobre dades del tercer període d’observació dels detectors LIGO-Virgo-KAGRA. El primer s’enfoca a NS en sistemes binaris, mentre que el segon cerca NS aïllats. Aquestes cerques emplearen els mètodes d’anàlisi de dades discutides als capítols anteriors, i obtingueren en conseqüència els resultats més sensibles fins ara als espais de paràmetres analitzats, així com una precisió sense precedents a l’hora de recuperar els paràmetres de senyals generats artificialment. Tot i la manca de detecció d’un senyal CW, els mètodes desenvolupats en aquesta tesi representen un pas endavant cap a l’anàlisi eficient d’àmplies regions de l’espai de paràmetres. El postprocessament i les estratègies de seguiment presentades serviran com a base per a definir les futures cerques a cegues sobre dades del quart període d’observació de la xarxa avançada de detectors interferomètrics. Aquests mètodes també seran rellevants a mesura que futurs detectors comencin a sondejar freqüències més baixes de l’espectre d’ones gravitacionals, atès que llavors un major nombre de sistemes, com per exemple NS en sistemes binaris o forats negres binaris, produiran senyals d’ones gravitacionals compatibles amb el model CW.

[spa] Las ondas gravitacionales continuas (CWs, por sus siglas en inglés) son formas de radiación gravitacional de larga duración aun no detectadas. Se espera que tales señales sean emitidas por estrellas de neutrones (NSs, por sus siglas en inglés) no axisimétricas en nuestra galaxia girando a altas velocidades, si bien fuentes más exóticas se han propuesto en la literatura, como por ejemplo la evaporación de nubes de bosones alrededor de agujeros negros en rotación. Esta tesis presenta tres nuevos métodos para post-procesar y dar seguimiento a los resultados de búsquedas de CW a ciegas, así como los resultados de dos búsquedas de CW a ciegas utilizando datos de los detectores Advanced LIGO. Cada uno de estos capítulos es una adaptación de un artículo correspondiente publicado en la revista Physical Review D. El capítulo 2, que brinda una descripción general del panorama actual de los métodos de búsqueda de CW, es una adaptación de un artículo de revisión publicado en la revista Universe. Durante el desarrollo de esta tesis he contribuido directamente a un total de 15 artículos, publicados en Physical Review D, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Astrophysical Journal, y Astrophysical Journal Letters. Además, estoy involucrado en tres paquetes de software de análisis de datos de código abierto: LALSuite, como colaborador; PyFstat, como desarrollador principal tal y como se refleja en la publicación correspondiente en el Journal of Open Source Software; y distromax como principal desarrollador y mantenedor. El impacto de los nuevos desarrollos presentados en esta tesis se hace patente en el uso extensivo de estos métodos en una fracción significativa de las búsquedas de CW producidas en los datos de O3 de los detectores Advanced LIGO. La detección directa de una CW ampliaría nuestro conocimiento sobre la población de NS galáctica. En primer lugar, las NS son algunos de los objetos observados más extremos del Universo, pues contienen una masa entre una y dos veces la del Sol dentro de un radio de entre diez y quince kilómetros. En consecuencia, son un laboratorio ideal para entender el comportamiento de la materia en condiciones extremas. La emisión de CWs sería consecuencia de diferentes procesos físicos, como por ejemplo una deformación en las capas exteriores de la estrella o la oscilación de modos inestables en su región interna. Medir tal señal nos permitiría entender qué tipo de física nuclear está ocurriendo dentro de estas estrellas. En segundo lugar, la población de NS conocida comprende alrededor de 3500 estrellas en el momento de escribir esta tesis; la tasa de supernovas de nuestra galaxia, sin embargo, sugiere una población total de entre 108 y 109 NS. Esta brecha demográfica podría explicarse por varios argumentos, uno de los cuales sostiene la existencia de una población de NS electromagnéticamente inactiva, posiblemente con propiedades muy diferentes respecto a la población de púlsares observada. Las CW, por tanto, podrían desempeñar un papel crucial para comprender la totalidad de la población de NS en nuestra galaxia. Las estrategias de búsqueda de CW generalmente se clasifican de acuerdo a la información previa disponible sobre el tipo de fuente a analizar. Las búsquedas dirigidas, por un lado, intentan detectar CW de púlsares conocidos, para los cuales se supone que la emisión de CW está en fase con las observaciones electromagnéticas. Esto produce una búsqueda computacionalmente barata que es capaz de extraer información astrofísicamente relevante de objetos específicos. No obstante, la física de estos objetos es todavia incierta; en consequencia, es posible que la asunción de sincronía entre las señales electromagnética y gravitacional sea incorrecta en una situación realista e impeda, en última instancia, la detección de una CW. Las búsquedas a ciegas, por otro lado, no se centran en una fuente específica; más bien, buscan una señal casi monocromática modulada de acuerdo con el corrimiento Doppler inducido por el movimiento del detector. En consecuencia, el espacio de parámetros a cubrir se incrementa enormemente, tanto así que las búsquedas deben utilizar métodos subóptimos, denominados semicoherentes, a fin de ser computacionalmente asequibles. Esta compensación se analiza brevemente en el capítulo 1. En el capítulo 2 se discute la implementación de diversas búsquedas semicoherentes utilizadas en análisis de datos reales. La conclusión general es que las búsquedas a ciegas son las más caras en términos computacionales en el panorama actual debido a la extensión del espacio de parámetros en consideración; en consequencia, estas búsquedas tienden a producir un número elevado de candidatos que deben ser debidamente examinados utilizando métodos más sensibles a fin de descartar aquellos de origen no astrofísico e identificar adecuadamente aquellos consistentes con una señal CW astrofísica. El primero de los nuevos métodos propuestos, introducido en el capítulo 3, se centra en la selección de candidatos interesantes producidos por la etapa principal de una búsqueda CW. En concreto, se introduce una nueva noción de distancia entre señales CW que es independiente de la parametrización del modelo de señal. Esta distancia es utilizada para agrupar candidatos producidos en una búsqueda CW con un origen común, y comprime una gran cantidad de resultados en un número más pequeño de grupos significativos a los que se les puede hacer un un seguimiento más fácilmente. Al describir adecuadamente la estructura del espacio de parámetros subyacente, el uso de esta distancia aumenta la sensibilidad de una búsqueda piloto en datos de O2 para CW de NS desconocidas en sistemas binarios entre un 5 y un 15 % con respecto al uso de una distancia euclidiana. El capítulo 4 analiza cómo evaluar el resultado de un seguimiento de varias etapas de un candidato CW interesante producido por una búsqueda CW genérica. En concreto, propone un nuevo factor de Bayes para establecer si el comportamiento de un candidato de CW a lo largo de un seguimiento por etapas es consistente con el de una señal astrofísica. Para ello, se proponen distribuciones de datos bajo las hipótesis de señal y ruido: la distribución bajo la hipótesis de señal evalúa la consistencia de las amplitudes de la señal a lo largo de diferentes etapas; la distribución bajo la hipótesis del ruido, por otro lado, hace uso de la teoría de valores extremos para estimar la significancia del candidato más significativo producido por un proceso de ruido. La efectividad de este nuevo factor de Bayes se ejemplifica analizando treinta candiadtos atípicos producidos por varias búsquedas en los datos abiertos del segundo periodo de observación de los detectores Advanced LIGO (O2). Ninguno de estos valores atípicos resultó consistente con una señal astrofísica. El capítulo 5 presenta distromax, un nuevo método para estimar la significancia del candidato más significativo producido por el ruido en una búsqueda de ondas gravitacionales. El método aplica resultados de teoría de valores extremos presentados en el Capítulo 4, los cuales se basan en el comportamiento de la cola de las distribuciones de probabilidad involucradas. Consecuentemente, este método permite la construcción de umbrales de detección incluso si se desconoce la distribución subyacente de la estadística de detección en uso. Esta propiedad se aprovecha para evaluar el posprocesamiento de una búsqueda en datos abiertos de O2 utilizando una estadística de detección más robusta contra los artefactos instrumentales. Esta estadística no se utilizó en la búsqueda original ya que su distribución bajo la hipótesis del ruido es desconocida; distromax, por otro lado, puede ser aplicado sin mayores problemas. Estos métodos son aplicables a otros tipos de búsquedas, tal y como se discute en sus respectivos capítulos, y se han utilizado de forma rutinaria en búsquedas de CW realizadas por la colaboración LIGO–Virgo–KAGRA en el tercer periodo de observación. Los capítulos 6 y 7 presentan búsquedas CW a ciegas utilizando datos del tercer periodo de observación de los detectores LIGO–Virgo–KAGRA. El primero se enfoca en NS en sistemas binarios, mientras que el segundo busca NS aisladas. Estas búsquedas hicieron uso de los métodos de análisis de datos discutidos en los capítulos anteriores, y obtuvieron en consecuencia los resultados más sensibles hasta el momento en los espacios de parámetros analizados, así como una precisión sin precedentes a la hora de recuperar los parámetros de señales generadas artificialmente. Pese a la falta de detección de una señal CW, los métodos desarrollados en esta tesis representan un paso adelante hacia el análisis eficiente de amplias regiones del espacio de parámetros. El postprocesamiento y las estrategias de seguimiento aquí presentadas servirán como base para definir las futuras búsquedas a ciegas en datos del cuarto periodo de observación de la red avanzada de detectores interferométricos. Estos métodos también serán relevantes a medida que futuros detectores comiencen a sondear frecuencias más bajas del espectro de ondas gravitacionales, ya que entonces un mayor número de sistemas, como NS binarias o agujeros negros binarios, producirán señales de ondas gravitacionales compatibles con el modelo CW.

[eng] Continuous gravitational waves (CWs) are long-lasting forms of gravitational radiation whose detection is yet to be achieved. The expected sources of such signals are rapidly-spinning non-axisymmetric neutron stars (NSs) within our galaxy, even though more exotic sources, such the evaporation of boson clouds around spinning black holes, have been also considered in the literature. This thesis presents three new methods to post-process and follow-up the results of all-sky CW searches. Two searches for CWs from isolated and binary unknown NSs conducted on Advanced LIGO data are also presented. Each of these chapters is an adaptation of a corresponding paper published in the journal Physical Review D. Chapter 2, which gives an overview of the current landscape of CW search methods, is an adaptation of a review paper published in the journal Universe. During the development of this thesis, I have directly contributed to a total of 15 papers, which include publications in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, the Astrophysical Journal, and the Astrophysical Journal Letters. Additionally, I am involved in three open source data-analysis software packages: LALSuite, as a contributor; PyFstat, as a main developer as reflected in the corresponding publication in the Journal of Open Source Software; and distromax as main developer and maintainer. The impact of the new developments in this thesis is manifested by the extensive use of these methods in a significant fraction of the CW searches produced in O3 Advanced LIGO data. A direct detection of a CW would expand our knowledge of the galactic NS population. First, NSs are some of the most extreme observed objects in the Universe, packing a mass one to two times that of the Sun inside a radius of ten to fifteen kilometers. As such, they are an ideal laboratory to understand the behaviour of matter in extreme conditions. The emission of CWs would be a consequence of different physical processes, such as a sustained deformation in the outer layers of the star or the oscillation of unstable modes in its inner region. Measuring such a signal would allow us to understand what sort of nuclear physics are happening inside these stars. Second, the known NS population comprises about 3500 stars at the time of writing; the supernova rate of our galaxy, however, suggests a total population of about 108 to 109 NSs. This demographic gap could be explained by several arguments one of which is the existence of an electromagnetically quiet NS population, possibly with vastly different properties with respect to the observed pulsar population. CW signals, thus, could play a crucial role in understanding the entire population of NSs in our galaxy. Search strategies for CWs are usually classified according to the available prior information on the expected sources. Targeted searches, at one end, aim to detect CWs from known pulsars, for which CW emission is assumed to be phase locked to electromagnetic observations. This yields a computationally cheap search that is able to extract astrophysicaly relevant information from specific objects. Assuming an exact phase lock between the CW and electromagnetic signals from a pulsar, however, may prevent us from achieving a CW detection, as the physics of such objects are still uncertain and may well be in conflict with such assumption. Blind searches, more commonly referred to as all-sky searches, on the other hand, do not target a specific source; rather, they look for a quasi-monochromatic signal modulated according to the Dopplershift induced by the detector’s movement. Thus, the parameter space to cover is vastly increased, so much so that searches using optimal methods are computationally unaffordable. This is counterbalanced by using non-optimal methods, called semicoherent, which reduce the computing cost of a search by using less restrictive signal models. This tradeoff is briefly discussed in Chapter 1. The various implementations of semicoherent searches used in real-data analyses are then discussed in Chapter 2. The overarching conclusion is that all-sky searches are the most expensive kind of search in the current gravitationalwave- search landscape due to the prior volume under consideration; this fact, in turn, tends to produce an elevated number of resulting CW candidates that must be further scrutinized using more sensitive methods in order to rule out non-astrophysical outliers and properly identify those consistent with an astrophysical CW signal. The first of the newly proposed methods, introduced in Chapter 3, is concerned with the selection of interesting candidates resulting from the main stage of a CW search. Specifically, it introduces a new notion of distance among CW signals that is independent of the chosen parameterisation of the signal model. The distance is then used to cluster nearby candidates produced by a CW search. This strategy compresses a large amount of candidates into a smaller number of meaningful groups that can it increases the sensitivity of a pilot search on O2 data for CWs from unknown NSs in binary systems by about 5 to 15 % with respect to using an ad-hoc Euclidean distance. Chapter 4 discusses how to evaluate the result of a multi-stage follow-up of an interesting CW candidate produced by a generic CW search. Concretely, it proposes a new Bayes factor to establish whether the behaviour of a CW candidate throughout a series of follow-up stages is consistent with that of an astrophysical signal. To do so, we propose specific data distributions under the signal and noise hypotheses: The distribution under the signal hypothesis follows from first principles, and evaluates the consistency of signal amplitudes across different follow-up stages with different sensitivities; the distribution under the noise hypothesis, on the other hand, makes use of extreme-value-theory results to estimate the expected loudest candidate produced by a background. The effectiveness of this new Bayes factor is demonstrated by analyzing thirty outliers produced by several open-data searches using the second observing run of the Advanced LIGO detectors (O2). None of these outliers was deemed consistent with an astrophysical source. Chapter 5 presents distromax, a new method to estimate the loudest candidate produced by the background in a gravitational-wave search. The method builds on the extreme-value-theory results introduced in Chapter 4, which are based on the tail behaviour of probability distributions. Thus, it allows for the construction of meaningful detection thresholds even if the underlying distribution of the detection statistic at hand is unknown. This property is then exploited to re-evaluate the post-processing of a search on O2 open data to use a detection statistic more robust to instrumental artifacts. This statistic was not used in the original search as its distribution under the noise hypothesis is unknown; distromax, on the other hand, can be applied without any major trouble. These newly developed methods are applicable to other kinds of searches, as discussed in their respective chapters, and have been routinely used in searches for CWs conducted by the LIGO–Virgo– KAGRA collaboration in the third observing run. Chapters 6 and 7 present blind CW searches for unknown NSs using data from the third observing run of the LIGO–Virgo–KAGRA detectors. The former focuses on NSs in binary systems, while the latter looks for isolated NSs. These searches made use of data-analysis strategies derived from previous chapters to deliver the most sensitive results in the analyzed parameter spaces and an unprecedented precision in the recovery of parameters from artificially-generated signals. Despite the lack of CW signal detection, the methods developed in this thesis represent a step forward towards the effective analysis of broad parameter-space regions. The post-processing and followup strategies here presented will serve as a basis for searching wide parameter-space regions in the forthcoming runs of the advanced network of interferometric detectors. These approaches may also become relevant as future detectors start to probe lower frequencies of the gravitational-wave spectrum, as then a higher number of systems, such as binary NSs or binary black holes, produce gravitational-wave signals compatible with the CW model.