• Começa com um estrondo

Por que as ondas gravitacionais são o futuro da astronomia

Só detectamos nossa primeira onda gravitacional em 2015. Nas próximas duas décadas, teremos milhares mais.

Principais conclusões

• Embora as ondas gravitacionais fossem uma previsão extraída da Relatividade Geral de Einstein desde 1915, levou 100 anos para a humanidade detectá-las com sucesso.
• Hoje, detectamos a fusão de buracos negros, fusão de estrelas de nêutrons e estrelas de nêutrons se fundindo com buracos negros por meio de ondas gravitacionais, mas muito mais ainda está por vir.
• Toda uma série de novas detecções será habilitada com a próxima tecnologia, inaugurando uma nova era da astronomia para todos nós e expandindo a definição do que realmente significa 'astronomia'.

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Foi há mais de 100 anos que Einstein apresentou, em sua forma final, a Teoria Geral da Relatividade. A antiga concepção newtoniana de gravitação - onde dois objetos massivos se atraíam instantaneamente com uma força proporcional às suas massas e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre eles - discordava tanto das observações da órbita de Mercúrio quanto dos requisitos teóricos de relatividade: onde nada poderia viajar mais rápido que a luz, nem mesmo a própria força da gravidade.

A Relatividade Geral substituiu a gravidade newtoniana ao tratar o espaço-tempo como um tecido quadridimensional, onde toda a matéria e energia viajavam através desse tecido: limitado pela velocidade da luz. Esse tecido não era simplesmente plano, como uma grade cartesiana, mas tinha sua curvatura determinada pela presença e movimento de matéria e energia: matéria e energia dizem ao espaço-tempo como se curvar, e esse espaço-tempo curvo diz à matéria e à energia como se mover. E sempre que um objeto contendo energia se move através do espaço curvo, uma consequência inevitável é que ele emitiria energia na forma de radiação gravitacional, ou seja, ondas gravitacionais. Eles estão em todos os lugares do Universo, e agora que começamos a detectá-los, eles estão prestes a abrir o futuro da astronomia. Aqui está como.

Simulações numéricas das ondas gravitacionais emitidas pela inspiração e fusão de dois buracos negros. Os contornos coloridos ao redor de cada buraco negro representam a amplitude da radiação gravitacional; as linhas azuis representam as órbitas dos buracos negros e as setas verdes representam seus spins. A física das fusões de buracos negros binários é independente da massa absoluta, mas depende muito das massas relativas e dos spins dos buracos negros em fusão.

As duas primeiras coisas que você precisa saber, para entender a astronomia das ondas gravitacionais, são como as ondas gravitacionais são geradas e como elas afetam as quantidades que podemos observar no Universo. As ondas gravitacionais são criadas sempre que um objeto contendo energia passa por uma região onde a curvatura do espaço-tempo muda. Isso se aplica á:

• massas orbitando outras massas,
• mudanças rápidas em um objeto girando ou em colapso,
• a fusão de dois objetos massivos,
• e até mesmo um conjunto de flutuações quânticas que foram criadas durante a época inflacionária que precedeu e criou o Big Bang quente.

Em todos esses casos, a distribuição de energia dentro de uma determinada região do espaço muda rapidamente, e isso resulta na produção de uma forma de radiação inerente ao próprio espaço: as ondas gravitacionais.

Essas ondulações no tecido do espaço-tempo viajam precisamente à velocidade da luz no vácuo, e fazem com que o espaço se comprima e se rarifique alternadamente, em direções mutuamente perpendiculares, à medida que os picos e vales das ondas gravitacionais passam sobre eles. Essa radiação inerentemente quadrupolar afeta as propriedades do espaço por onde passam, bem como todos os objetos e entidades dentro desse espaço.

As ondas gravitacionais se propagam em uma direção, expandindo e comprimindo alternadamente o espaço em direções mutuamente perpendiculares, definidas pela polarização da onda gravitacional. As próprias ondas gravitacionais, em uma teoria quântica da gravidade, deveriam ser feitas de quanta individuais do campo gravitacional: grávitons. Embora possam se espalhar uniformemente pelo espaço, a amplitude é a quantidade chave para os detectores, não a energia.

Se você quer detectar uma onda gravitacional, você precisa ser sensível tanto à amplitude quanto à frequência da onda que você está procurando, e você também precisa ter alguma maneira de detectar que ela está afetando a região do espaço que você está procurando. re medindo. Quando as ondas gravitacionais passam por uma região do espaço:

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• eles vêm com uma direção específica, onde o espaço “comprime” e “rarifica” nas duas direções mutuamente perpendiculares à sua propagação,
• eles comprimem e rarificam com uma amplitude específica, que informa o quão sensível você precisa ser a mudanças em coisas como “distância” ou “tempo de viagem da luz” para vê-los,
• e eles oscilam em uma determinada frequência, onde essa frequência é determinada apenas pela fonte que gerou as ondas gravitacionais de interesse e a quantidade que a expansão do Universo esticou as ondas gravitacionais à medida que se propagavam pelo Universo.

Numerosos esquemas de detecção foram propostos, incluindo barras vibratórias que seriam sensíveis ao movimento oscilatório de uma onda gravitacional de passagem, tempo de pulsar que seria sensível a mudanças oscilatórias de ondas gravitacionais que passaram pela linha de visão do pulso em relação a nós , e braços de laser refletidos que abrangem diferentes direções, onde as mudanças relativas entre os vários comprimentos de caminho revelariam a evidência de uma onda gravitacional ao passar.

Quando os dois braços têm exatamente o mesmo comprimento e não há onda gravitacional passando, o sinal é nulo e o padrão de interferência é constante. À medida que os comprimentos dos braços mudam, o sinal é real e oscilatório, e o padrão de interferência muda com o tempo de maneira previsível.

O último deles é precisamente o primeiro – e até agora, o único – método pelo qual já detectamos ondas gravitacionais com sucesso. Nossa primeira detecção ocorreu em 14 de setembro de 2015 e representou a inspiração e a fusão de dois buracos negros de 36 e 29 massas solares, respectivamente. À medida que se fundiam, formavam um buraco negro final de apenas 62 massas solares, com as três massas solares “faltantes” sendo convertidas em energia pura, via E = mc² , na forma de ondas gravitacionais.

À medida que essas ondas passavam pelo planeta Terra, comprimiam e rareavam alternadamente nosso planeta em menos do que a largura de uma folha de grama: uma quantidade minúscula. No entanto, tínhamos dois detectores de ondas gravitacionais - os detectores LIGO Hanford e LIGO Livingston - que consistiam cada um em dois braços de laser perpendiculares, com 4 km de comprimento, que refletiam lasers para frente e para trás mais de mil vezes antes que os feixes fossem reunidos e recombinado.

Ao observar as mudanças periódicas nos padrões de interferência criados pelos lasers combinados, que eram causados ​​pelas ondas gravitacionais que passavam pelo espaço pelo qual a luz do laser viajava, os cientistas conseguiram reconstruir a amplitude e a frequência da onda gravitacional que passou Através dos. Pela primeira vez, capturamos essas ondulações agora infames no espaço-tempo.

GW150914 foi a primeira detecção direta e prova da existência de ondas gravitacionais. A forma de onda, detectada por ambos os observatórios LIGO, Hanford e Livingston, correspondeu às previsões da relatividade geral para uma onda gravitacional que emana da espiral interna e a fusão de um par de buracos negros de cerca de 36 e 29 massas solares e o subsequente “toque” de o único buraco negro resultante.

Desde então, os detectores gêmeos LIGO se juntaram a dois outros detectores de ondas gravitacionais de interferômetro a laser terrestre: o detector Virgo na Europa e o detector KAGRA no Japão. Até o final de 2022, todos os quatro detectores se combinarão para produzir uma matriz de detectores de ondas gravitacionais sem precedentes, permitindo que sejam sensíveis a ondas gravitacionais de menor amplitude originadas em mais locais do céu do que nunca. No final desta década, eles serão acompanhados por um quinto detector, o LIGO India, que aumentará ainda mais sua sensibilidade.

Você tem que perceber que cada onda gravitacional que passa pela Terra vem com uma orientação específica, e apenas as orientações que causam mudanças substanciais em ambos os braços de laser perpendiculares de um detector individual podem levar a uma detecção. Os detectores gêmeos LIGO Hanford e LIGO Livingston são especificamente orientados para redundância: onde os ângulos em que os detectores estão, em relação um ao outro, são precisamente compensados ​​pela curvatura da Terra. Essa escolha garante que uma onda gravitacional que aparece em um detector também apareça no outro, mas o custo disso é que uma onda gravitacional insensível a um detector também será insensível ao outro. Para obter uma melhor cobertura, mais detectores com uma diversidade de orientações – incluindo detectores sensíveis a orientações que o LIGO Hanford e o LIGO Livingston perderão – são necessários para vencer o jogo Pokémon de “pegar todos eles”.

O gráfico mais atualizado, em novembro de 2021, de todos os buracos negros e estrelas de nêutrons observados eletromagneticamente e através de ondas gravitacionais. Embora estes incluam objetos que variam de pouco mais de 1 massa solar, para as estrelas de nêutrons mais leves, até objetos com pouco mais de 100 massas solares, para buracos negros pós-fusão, a astronomia de ondas gravitacionais atualmente é sensível apenas a um conjunto muito estreito de objetos. .

Mas mesmo com até cinco detectores, com quatro orientações independentes entre eles, nossas capacidades de ondas gravitacionais ainda serão limitadas de duas maneiras importantes: em termos de amplitude e frequência. No momento, temos cerca de 100 eventos de ondas gravitacionais, no total, mas todos eles são de objetos compactos e de massa relativamente baixa (buracos negros e estrelas de nêutrons) que foram capturados nos estágios finais de inspiração e fusão juntos. Além disso, eles estão todos relativamente próximos, com fusões de buracos negros estendidas por alguns bilhões de anos-luz e fusões de estrelas de nêutrons atingindo talvez alguns milhões de anos-luz. Até agora, somos apenas sensíveis aos buracos negros que têm cerca de 100 massas solares ou menos.

Novamente, a razão é simples: as forças do campo gravitacional aumentam à medida que você se aproxima de um objeto massivo, mas o mais próximo que você pode chegar de um buraco negro é determinado pelo tamanho de seu horizonte de eventos, que é determinado principalmente pela massa de um buraco negro. Quanto mais massivo o buraco negro, maior seu horizonte de eventos, e isso significa que maior a quantidade de tempo que leva para qualquer objeto completar uma órbita enquanto permanece fora do horizonte de eventos. São os buracos negros de menor massa (e todas as estrelas de nêutrons) que permitem os períodos orbitais mais curtos ao seu redor e, mesmo com milhares de reflexões, um braço de laser com apenas 3-4 km de comprimento não é sensível a períodos de tempo mais longos .

As ondas gravitacionais abrangem uma ampla variedade de comprimentos de onda e frequências e requerem um conjunto de observatórios muito diferentes para examiná-los. A década Astro2020 oferece um plano para apoiar a ciência em cada um desses regimes, ampliando nosso conhecimento do Universo como nunca antes. Até o final da década de 2030, podemos esperar uma frota de vários observatórios de ondas gravitacionais sensíveis a muitas classes diferentes de ondas gravitacionais.

É por isso que, se quisermos detectar as ondas gravitacionais emitidas por outras fontes, incluindo:

• buracos negros mais massivos, como os supermassivos encontrados nos centros das galáxias,
• objetos menos compactos, como anãs brancas em órbita,
• um fundo estocástico de ondas gravitacionais, causado pela soma cumulativa de todas as ondulações geradas por todos os binários de buracos negros supermassivos cujas ondas passam constantemente por nós,
• ou o “outro” pano de fundo das ondas gravitacionais: as que sobraram da inflação cósmica que ainda persistem por todo o cósmico hoje, 13,8 bilhões de anos após o Big Bang,

precisamos de um novo conjunto fundamentalmente diferente de detectores de ondas gravitacionais. Os detectores terrestres que temos hoje, apesar de serem fabulosos em seu campo de aplicabilidade, são limitados em amplitude e frequência por dois fatores que não podem ser facilmente melhorados. A primeira é o tamanho do braço do laser: se quisermos melhorar nossa sensibilidade ou a faixa de frequência que podemos cobrir, precisamos de braços de laser mais longos. Com braços de ~4 km, já estamos vendo os buracos negros de maior massa que podemos; se quisermos sondar massas mais altas ou as mesmas massas a distâncias maiores, precisaríamos de um novo detector com braços de laser mais longos. Podemos ser capazes de construir braços de laser talvez ~ 10 vezes mais longos do que os limites atuais, mas é o melhor que podemos fazer, porque o segundo limite é definido pelo próprio planeta Terra: o fato de ser curvado junto com o fato de existirem placas tectônicas. Inerentemente, não podemos construir braços de laser além de um certo comprimento ou uma certa sensibilidade aqui na Terra.

Com três detectores igualmente espaçados no espaço conectados por braços de laser, mudanças periódicas em sua distância de separação podem revelar a passagem de ondas gravitacionais de comprimentos de onda apropriados. O LISA será o primeiro detector da humanidade capaz de detectar ondulações do espaço-tempo de buracos negros supermassivos e os objetos que caem neles. Se esses objetos existirem antes da formação das primeiras estrelas, isso seria uma “arma fumegante” para a existência de buracos negros primordiais.

Mas tudo bem, porque há outra abordagem que devemos começar a adotar na década de 2030: criar um interferômetro baseado em laser no espaço. Em vez de ficarmos limitados pelo ruído sísmico fundamental que não pode ser evitado à medida que a crosta terrestre se move sobre o manto, ou pela nossa capacidade de construir um tubo perfeitamente reto dada a curvatura da Terra, podemos criar braços de laser com linhas de base centenas de milhares ou mesmo milhões de quilômetros de extensão. Essa é a ideia por trás do LISA: a Antena Espacial com Interferômetro a Laser, prevista para ser lançada na década de 2030.

Com o LISA, devemos ser capazes de obter sensibilidades imaculadas em frequências mais baixas (ou seja, para comprimentos de onda gravitacionais mais longos) do que nunca. Devemos ser capazes de detectar buracos negros na faixa de milhares a milhões de massa solar, bem como fusões de massa de buracos negros altamente incompatíveis. Além disso, devemos ser capazes de ver as fontes às quais os detectores do tipo LIGO serão sensíveis, exceto em estágios muito anteriores, dando-nos meses ou até anos de aviso prévio para nos prepararmos para um evento de fusão. Com detectores suficientes, devemos ser capazes de identificar precisamente onde esses eventos de fusão ocorrerão, permitindo-nos apontar nossos outros equipamentos - detectores de partículas e telescópios eletromagneticamente sensíveis - para o local certo no momento crítico. LISA, de muitas maneiras, será o triunfo final para o que atualmente chamamos de astronomia multi-mensageiro: onde podemos observar luz, ondas gravitacionais e/ou partículas originadas do mesmo evento astrofísico.

Esta ilustração mostra como a Terra, embutida no espaço-tempo, vê os sinais de chegada de vários pulsares atrasados ​​e distorcidos pelo fundo de ondas gravitacionais cósmicas que se propagam por todo o Universo. Os efeitos combinados dessas ondas alteram o tempo de cada pulsar, e um monitoramento suficientemente sensível e de longa escala desses pulsares pode revelar esses sinais gravitacionais.

Mas para eventos de comprimento de onda ainda maior, gerados por:

• buracos negros de bilhões de massas solares orbitando um ao outro,
• a soma de todos os binários de buracos negros supermassivos no Universo,
• e/ou a onda gravitacional de fundo impressa pela inflação cósmica,

precisamos de linhas de base ainda mais longas para sondar. Felizmente, o Universo nos oferece exatamente tal maneira de fazê-lo , naturalmente, simplesmente observando o que está lá fora: relógios precisos, precisos e naturais, na forma de pulsares de milissegundos. Encontrados em toda a nossa galáxia, incluindo milhares e dezenas de milhares de anos-luz de distância, esses relógios naturais emitem pulsos cronometrados com precisão, centenas de vezes por segundo, e são estáveis ​​em escalas de tempo de anos ou mesmo décadas.

Ao medir os períodos de pulso desses pulsares com precisão e juntá-los em uma rede continuamente monitorada, as variações de tempo combinadas vistas nos pulsares podem revelar esses sinais que nenhum detector criado pelo homem atualmente proposto poderia descobrir. Sabemos que deve haver muitos binários de buracos negros supermassivos por aí, e os pares mais massivos podem até ser detectados e identificados individualmente. Temos muitas evidências circunstanciais de que deve existir um fundo de onda gravitacional inflacionária, e podemos até prever como deve ser seu espectro de onda gravitacional, mas não sabemos sua amplitude. Se tivermos sorte em nosso Universo, no sentido de que a amplitude de tal fundo está acima do limiar potencialmente detectável, o tempo do pulsar pode ser a Pedra de Roseta que desbloqueia esse código cósmico.

Uma simulação matemática do espaço-tempo deformado perto de dois buracos negros em fusão. As bandas coloridas são picos e vales de ondas gravitacionais, com as cores ficando mais brilhantes à medida que a amplitude da onda aumenta. As ondas mais fortes, carregando a maior quantidade de energia, vêm logo antes e durante o próprio evento de fusão. De estrelas de nêutrons inspiradoras a buracos negros ultramassivos, os sinais que devemos esperar que o Universo gere devem abranger mais de 9 ordens de magnitude em frequência.

Embora tenhamos entrado firmemente na era da astronomia de ondas gravitacionais em 2015, esta é uma ciência que ainda está em sua infância: assim como a astronomia óptica estava nas décadas pós-Galileu de 1600. Temos apenas um tipo de ferramenta para detectar ondas gravitacionais com sucesso agora, só podemos detectá-las em uma faixa de frequência muito estreita e só podemos detectar as mais próximas que produzem os sinais de maior magnitude. À medida que a ciência e a tecnologia subjacentes à astronomia de ondas gravitacionais continuam a progredir, no entanto, para:

• detectores terrestres de linha de base mais longa,
• interferômetros baseados no espaço,
• e matrizes de temporização de pulsar cada vez mais sensíveis,

vamos revelar mais e mais do Universo como nunca vimos antes. Em combinação com detectores de raios cósmicos e neutrinos, e sendo acompanhados pela astronomia tradicional de todo o espectro eletromagnético, é apenas uma questão de tempo antes de alcançarmos nosso primeiro trio: um evento astrofísico onde observamos luz, ondas gravitacionais e partículas, tudo do mesmo evento. Pode ser algo inesperado, como uma supernova próxima, que a produz, mas também pode vir de uma fusão supermassiva de buracos negros a bilhões de anos-luz de distância. Uma coisa que é certa, no entanto, é que qualquer que seja o futuro da astronomia, definitivamente precisará incluir um investimento saudável e robusto no novo e fértil campo da astronomia de ondas gravitacionais!

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