パルサータイミングアレイ
連星系により引き起こされるタイミング残差の大きさは次にように推定された。
Δ t ∼ 10 n s ( 1 G p c d ) ( M 10 9 M ⊙ ) 5 / 3 ( 10 − 7 H z f ) 1 / 3 {\displaystyle \Delta t\sim 10\mathrm {ns} \left({\frac {1\mathrm {Gpc} }{d}}\right)\left({\frac {M}{10^{9}M_{\odot }}}\right)^{5/3}\left({\frac {10^{-7}\mathrm {Hz} }{f}}\right)^{1/3}}
ここで d は光学的距離、系の質量は M/(1 + z), ただし z は赤方偏移、重力波の振動数 f とした。より詳細についてはRosadoら(2016)で与えられている。彼は高い赤方偏移の連星系が検出できるだろうと考えた。
もし非常に大きな質量(10 M ⊙ {\displaystyle M_{\odot }} )の連星系であればある高い赤方偏移では現在のPTA観測で検出できると主張した。 もちろん、宇宙には多数の超大質量ブラックホール連星系がある。すべての連星系から放射される重力波の信号について式(1)を足し合わせた重力波が背景重力波信号である。
Hellings と Downsは等方的、確率的、偏極をしていない背景重力波信号の場合、それぞれのパルサーのタイミング残差は次の相関関係があることを示した。
特別な形状の重力波を探すルーチンまたは様々な重力波を探すソフトウェアがある。
tempo: http://tempo.sourceforge.net
tempo2: https://bitbucket.org/psrsoft/tempo2
pint: https://github.com/nanograv/PINT