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 Nota: N?o confundir com Onda de gravidade.

Simula??o das ondas gravitacionais produzidas durante a colis?o de dois buracos negros

Representa??o bidimensional de ondas gravitacionais geradas por duas estrelas de nêutrons orbitando entre si

百度 她在全国总工会工作期间，所做的知名度最大的一件事是主持起草《劳动合同法》，该法于2007年两会期间与《物权法》同时通过。

Na física, as ondas gravitacionais s?o ondula??es na curvatura do espa?o-tempo que se propagam como ondas, viajando para o exterior a partir da fonte. Elas s?o incrivelmente rápidas, viajam à velocidade da luz (299 792 458 metros por segundo) e espremem e esticam qualquer coisa em seu caminho ao passarem.

Previstas em 1916 por Albert Einstein com base em sua teoria da relatividade geral, e detectadas em 2015, as ondas gravitacionais transportam energia na forma de radia??o gravitacional. A teoria geral da relatividade de Einstein prevê que a presen?a de massa causa uma curvatura no espa?o-tempo. Quando objetos maci?os se fundem, essa curvatura pode ser alterada, enviando ondula??es para fora do universo. Estas s?o conhecidas como ondas gravitacionais. Com o tempo que esses distúrbios nos alcan?am, eles s?o quase imperceptíveis. Foi apenas um século após a previs?o de Einstein que os cientistas desenvolveram um detector sensível o suficiente — o Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory ou LIGO — e conseguiram confirmar a existência de ondas gravitacionais.

A existência de ondas gravitacionais é uma possível consequência da covariancia de Lorentz da relatividade geral, uma vez que traz o conceito de uma velocidade finita de propaga??o de intera??es físicas consigo. Em contraste, as ondas gravitacionais n?o existiam na teoria newtoniana da gravita??o, que postula que as intera??es físicas propagam-se em velocidade infinita. Antes da detec??o direta de ondas gravitacionais (ver abaixo), já havia evidências indiretas sobre a sua existência. Por exemplo, as medi??es do sistema binário Hulse-Taylor sugeriram que as ondas gravitacionais eram mais do que um conceito hipotético. As fontes potenciais de ondas gravitacionais detectáveis incluem sistemas estelares binários compostos por an?s brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros.

Para entender como Einstein conseguiu prever a existência de ondas gravitacionais ainda que n?o pudesse detectá-las, é preciso entender por que seria necessário que algo como uma onda gravitacional existisse: a Terra continua em sua órbita aproximadamente circular ao redor do Sol por causa da atra??o gravitacional do Sol, cujo tamanho da órbita depende da massa do Sol. No entanto, se ele come?a a perder massa (suponha, por exemplo, que existe uma explos?o interna que tem o efeito de disparar dois grandes peda?os do Sol em dire??es opostas em angulo reto ao plano da órbita da Terra), a maior parte do Sol permanecerá no mesmo lugar, mas a órbita da Terra será afetada. Como o Sol agora será um pouco mais leve, a Terra será menos fortemente atraída por ele, e sua órbita ficará um pouco maior. A quest?o é: quanto tempo leva a Terra para perceber que o Sol já n?o é t?o maci?o quanto era? Ela come?a a embarcar em seu novo curso imediatamente, ou é preciso um período para que a Terra perceba que algo aconteceu com o Sol? Dado que, de acordo com a teoria de Einstein, nada pode viajar mais rápido do que a luz, a Terra n?o saberia que o Sol estava perdendo massa por pelo menos oito minutos — o tempo que levaria para a luz viajar do Sol para Terra. O Sol, por assim dizer, teria que enviar uma mensagem para a Terra, e essa mensagem n?o poderia viajar mais rápido do que a velocidade da luz. Para entender como essa mensagem viaja, é preciso pensar em algo como uma onda, uma onda gravitacional, que transmite a informa??o que a forma do espa?o-tempo está mudando. Assim, uma maneira de pensar sobre a radia??o gravitacional é como o mensageiro que transporta informa??es sobre mudan?as nos campos gravitacionais que atraem uma coisa para outra.

Vários observatórios de ondas gravitacionais (detectores) est?o em constru??o ou em opera??o ao redor do mundo. Em 2017, o Prêmio Nobel de Física foi concedido a Rainer Weiss, Kip Thorne e Barry Barish por seu papel na detec??o de ondas gravitacionais.

Histórico

A possibilidade de existirem ondas gravitacionais foi discutida em 1893 por Oliver Heaviside usando a analogia entre a lei do inverso do quadrado da distancia em gravita??o e eletricidade. Em 1905, Henri Poincaré prop?s pela primeira vez ondas gravitacionais (ondes gravifiques), que emanavam de um corpo e se propagavam à velocidade da luz, como exigiam as transforma??es de Lorentz e sugeriam que, em analogia com uma carga elétrica aceleradora produzindo ondas eletromagnéticas, massas aceleradas em uma teoria relativística de campo da gravidade devem produzir ondas gravitacionais. Quando Einstein publicou sua teoria geral da relatividade em 1915, ele ficou céptico da ideia de Poincaré, já que a teoria implicava n?o haverem "dipolos gravitacionais". No entanto, ele ainda perseguiu a ideia e, com base em várias aproxima??es, chegou à conclus?o que, deveria haver, de fato, três tipos de onda gravitacional (nomeadas por Hermann Weyl como longitudinalmente-longitudinal, transversalmente-longitudinal e transversalmente transversal).

Essas aproxima??es feitas por Einstein receberam críticas de diversos pesquisadores e até Einstein teve dúvidas. Em 1922, Arthur Eddington escreveu um artigo intitulado "A propaga??o de ondas gravitacionais", no qual mostrou que dois dos três tipos de ondas propostas por Einstein podiam viajar a qualquer velocidade e esta velocidade depende do sistema de coordenadas; portanto, eram na verdade ondas espúrias. O problema que Eddington encontrou nos cálculos originais de Einstein é que o sistema de coordenadas que ele usou era, por si só, um sistema "ondulado" e, portanto, dois dos três tipos de onda eram simplesmente espa?o plano visto a partir de um sistema de coordenadas onduladas; ou seja, os artefatos matemáticos foram produzidos pelo sistema de coordenadas e n?o eram realmente ondas. Isso também colocou dúvidas sobre a fisicalidade do terceiro tipo (transversalmente transversal), entretanto, Eddington provou que essas viajariam à velocidade da luz em todos os sistemas de coordenadas, ent?o n?o descartou sua existência. Em 1936, Einstein e Nathan Rosen apresentaram um documento para Physical Review no qual eles alegavam que as ondas gravitacionais n?o podiam existir na teoria completa da relatividade geral porque qualquer solu??o dessas equa??es de campo teria uma singularidade. O jornal enviou seu manuscrito para ser revisado por Howard P. Robertson, que (anonimamente) relatou que as singularidades em quest?o eram simplesmente as singularidades de coordenadas inofensivas das coordenadas cilíndricas empregadas. Einstein, que n?o estava familiarizado com o conceito de revis?o pelos pares, retirou com raiva o manuscrito, para nunca mais publicar na Revis?o Física novamente. No entanto, seu assistente Leopold Infeld, que havia estado em contato com Robertson, convenceu Einstein de que a crítica estava correta, e o artigo foi reescrito com a conclus?o oposta (e publicado em outro jornal).

Em 1956, Felix Pirani corrigiu a confus?o causada pelo uso de vários sistemas de coordenadas, reformulando as ondas gravitacionais em termos do tensor de curvatura Riemann manifestamente observável. Na época, Pirani teve seu trabalho ignorado principalmente porque a comunidade científica estava focada em uma quest?o diferente: se as ondas gravitacionais poderiam transmitir energia. Este assunto foi resolvido por um experimento de pensamento proposto por Richard Feynman durante a primeira conferência "GR" em Chapel Hill em 1957. Em suma, seu argumento (conhecido como o "Sticky bead argument" ou “argumento das contas pegajosas”) observa que, se alguém tomar uma haste com contas (como mi?angas), ent?o o efeito de uma onda gravitacional passante seria mover as contas ao longo da haste; A fric??o ent?o produziria calor, o que implicava que a onda passante fizesse o trabalho. Pouco depois, Hermann Bondi (uma antiga céptica de onda gravitacional) publicou uma vers?o detalhada do "sticky bead argument".

Após a conferência de Chapel Hill, Joseph Weber come?ou a projetar e construir os primeiros detectores de ondas gravitacionais agora conhecidos como barras de Weber. Em 1969, Weber afirmou ter detectado as primeiras ondas gravitacionais, e em 1970 ele estava "detectando" sinais regularmente do Centro Galáctico. No entanto, a frequência de detec??o rapidamente suscitou dúvidas sobre a validade de suas observa??es, pois a taxa implícita de perda de energia da Via Láctea drenaria nossa galáxia de energia em uma escala de tempo muito menor do que a idade inferida. Essas dúvidas foram fortalecidas quando, em meados da década de 1970, as experiências de repeti??o de outros grupos que construíram suas próprias barras de Weber em todo o mundo n?o conseguiram encontrar nenhum sinal e, no final dos anos 1970, o consenso geral foi que os resultados de Weber eram espúrios.

No mesmo período, descobriu-se a primeira evidência indireta da existência de ondas gravitacionais. Em 1974, Russell Alan Hulse e Joseph Hooton Taylor, Jr. descobriram o primeiro pulsar binário (uma descoberta que lhes valeu o Prêmio Nobel de Física de 1993). Em 1979, os resultados foram publicados detalhando a medida da decadência gradual do período orbital do pulsar Hulse-Taylor, que se ajustou precisamente à perda de energia e ao momento angular na radia??o gravitacional predita pela relatividade geral.

Esta detec??o indireta de ondas gravitacionais motivou buscas adicionais, apesar do resultado desacreditado de Weber. Alguns grupos continuaram a melhorar o conceito original de Weber, enquanto outros perseguiram a detec??o de ondas gravitacionais usando interfer?metros a laser. A ideia de usar um interfer?metro laser para detectar ondas gravitacionais parece ter sido flutuada por várias pessoas de forma independente, incluindo ME Gertsenshtein e VI Pustovoit em 1962 e Vladimir B. Braginski? em 1966. Os primeiros protótipos foram desenvolvidos na década de 1970 por Robert L. Forward e Rainer Weiss. Nas décadas que se seguiram, foram construídos instrumentos cada vez mais sensíveis, culminando na constru??o do GEO600, LIGO e Virgo.

Depois de anos produzindo resultados nulos, a LIGO fez a primeira detec??o direta de ondas gravitacionais em 14 de setembro de 2015. Foi inferido que o sinal, denominado GW150914, originou-se da fus?o de dois buracos negros. Um ano antes, a LIGO poderia ter sido derrubada quando cientistas do experimento BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization 2) afirmaram terem detectado um sinal fraco na radia??o de fundo demicro-ondas cósmicas (CMB) que parecia evidência de ondas gravitacionais criadas no universo inicial. De acordo com os pesquisadores, essa descoberta teria sido uma prova de "arma fumegante" para a hipótese de infla??o cósmica, que postula que logo após o Big Bang (13,8 bilh?es de anos atrás), o universo sofreu um período de expans?o incrivelmente rápida. Essa expans?o teria produzido ondula??es no CMB, a névoa cósmica que enche o universo e representa a primeira radia??o detectável. Todavia, o sinal detectado pelo BICEP2 também pode ser explicado pelo pó na Via Láctea, e os pesquisadores retiraram a afirma??o de que eles haviam detectado ondas gravitacionais.

Em 2017, o Prêmio Nobel de Física foi concedido a Rainer Weiss, Kip Thorne e Barry Barish por seu papel na detec??o de ondas gravitacionais.

Os observatórios de Ligo e Virgo aprimoraram sua sensibilidade e melhoraram a estrutura matemática usada para descrever as chamadas ondas gravitacionais persistentes observáveis e, em 2019, calcularam que essas ondas podem deixar tra?os mais persistentes de sua passagem.

Detec??o

O Observatório de Onda Gravitacional de Interfer?metro de Laser (LIGO), conta com ajuda de mais de 1 000 cientistas colaboradores, a constru??o de ambos observatórios um em Washington e o outro na Louisiana custaram cerca de US$ 1 bilh?o e foram financiados pela National Science Foundation.

O sistema de Interferometria essencialmente funciona a partir da medi??o nas varia??es que ocorrem em feixes de luz, que s?o dispostos ao longo de dois, diferentes, bra?os. Essa análise ocorre quando observamos as varia??es e interferências no retorno dos feixes de luzes, que se sobrep?e, visto que segundo a Teoria da Relatividade a luz percorre sempre uma mesma distancia gastando o mesmo tempo, essa é a nossa régua ideal, eliminando o erro de uma forma de medi??o que também sofra as varia??es geométricas causadas pelas ondula??es. Toda essa tecnologia deve ser sensível o bastante para ser possível detectar varia??es de menos de um décimo de milhar de um próton, composto por dois interfer?metros, um potente feixe de laser passa pelo divisor de feixe permitindo com que os dois feixes gerados tenham mesma fase e se separem perpendicularmente pelos bra?os de 4 km cada, ao final s?o refletidos pelos espelhos. Tudo foi projetado para que normalmente as fases das ondas do feixe de luz originalmente emitido e o refletido gerem um efeito destrutivo, assim nada é detectado pelo fotodetector. Para ocasi?o de uma onda gravitacional passar pela Terra, fazendo com que o espa?o-tempo se expanda e se contraia infinitesimalmente em uma dire??o, dessa forma gerando uma interferência decorrente da propriedade física do comportamento de onda da luz quando as fases produzem um efeito de constru??o, assim um sinal é detectado.

O fato de serem dois observatórios é uma forma de contornar a possibilidade de confundir a detec??o de abalos sísmicos, uma vez que ao detectar um sinal esse sinal será comparado com o detectado pelo outro observatório. Apenas é confirmado que esse abalo foi gerado por ondas gravitacionais se o sinal gerado tenha as mesmas características, como por exemplo, exatamente a mesma frequência, já que os observatórios s?o exatamente iguais. é importante ressaltar que tudo isso ocorre no vácuo, dessa forma assegurando que a luz n?o terá um meio instável que possa alterá-la de alguma forma. Entre aprimoramentos dos observatórios foram atualizados o laser para gerar uma maior frequência, instala??o de sílica fundida para reduzir movimentos aleatórios dos espelhos e também sua suspens?o teste para reduzir ruídos térmicos, e melhorar o isolamento sísmico, fazendo com que eles fiquem mais sensíveis para detec??o.

Indireta

Em 1974 a detec??o indireta mais plausível de Ondas gravitacionais foi feita por Joseph Taylor, Jr. e Russell Alan Hulse, ao observarem pulsares rodeando uma Estrela de nêutrons (estrelas de nêutrons s?o primos menos densos de buracos negros). Esse é o binário Hulse-Taylor - um par de estrelas, que é um pulsar. As características de sua órbita podem ser deduzidas do deslocamento Doppler de sinais de rádio emitidos pelo pulsar. Cada uma das estrelas é de cerca de 1,4 M (sendo M a massa do Sol) e o tamanho de suas órbitas é cerca de 1/75 da órbita Terra-Sol, apenas algumas vezes maior do que o diametro do nosso próprio Sol. A combina??o de massas maiores e separa??o menor significa que a energia fornecida pelo binário Hulse-Taylor será muito maior do que a energia fornecida pelo sistema Terra-Sol — aproximadamente 1022 vezes.

A informa??o sobre a órbita pode ser usada para prever a quantidade de energia (e momento angular) que seria irradiada na forma de ondas gravitacionais. à medida que a energia é carregada, as estrelas devem se aproximar umas das outras. As medidas no sistema Hulse-Taylor foram realizadas há mais de 30 anos. A mudan?a no período orbital corresponde à predi??o da radia??o gravitacional assumida pela relatividade geral para dentro de 0,2 por cento. Em 1993, Russell Hulse e Joe Taylor receberam o Prêmio Nobel de Física para este trabalho, que foi a primeira evidência indireta de ondas gravitacionais. O tempo de vida deste sistema binário, do presente à fus?o, é estimado em algumas centenas de milh?es de anos.

Depois disso os cientistas estavam motivados a provar sua existência. Em meados de 1990 estavam simulando a fus?o de Buraco negro, até a chegada do Observatório de Onda Gravitacional de Interfer?metro de Laser (LIGO), no final do século 20 teve um progresso lento com necessidade de muitos reparos, mas a equipe passou por cima de todos eles. O desafio n?o foi a física em si, mas a matemática por trás. As equa??es de Einstein s?o nomeadas constraint equations, as quais as solu??es devem sempre satisfazer condi??es específicas, o que é difícil já que existem 10 equa??es com milhares de termos.

Direta

Detector do LIGO em Livingston, Luisiana, Estados Unidos.		Interfer?metro Virgo em Cascina, Itália.

Até 2015, nenhuma "radia??o gravitacional" tinha sido satisfatoriamente observada. A teoria quantizada da radia??o prevê que o pacote de onda da gravidade seria a partícula gráviton, que ainda também n?o foi observada. Existem diversos experimentos ao redor do mundo que buscam evidências de ondas gravitacionais. Muitos se baseiam em tentar detectar altera??es da energia interna de corpos maci?os a temperaturas baixíssimas (criogênicas), em sistemas de alto vácuo sob isolamento vibracional, em laboratório. Essas altera??es da energia interna seriam supostamente causadas pela passagem de ondas gravitacionais oriundas de megaeventos no espa?o, como o choque de estrelas. O Detector Mario Schenberg é um detector de ondas gravitacionais brasileiro que utiliza deste princípio de detec??o. Ele estava instalado na Universidade de S?o Paulo, mas foi transferido para o Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, onde será remontado.

No final de 2015, pesquisadores do projeto LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) observaram "distor??es no espa?o e no tempo" causadas por um par de buracos negros, com cerca de 30 massas solares cada um, em processo de fus?o. A descoberta foi anunciada ao público no dia 11 de fevereiro de 2016 pela Colabora??o Científica LIGO, da qual sete brasileiros faziam parte naquele dia. David Reitze, diretor do projeto, em uma entrevista coletiva em Washington, disse: "Nós detectamos ondas gravitacionais. Nós conseguimos". Reitze anunciou que dois dos observatórios da Scientific Collaboration um em Hanford, Washington e Livingston, Louisiana, haviam detectado ondas gravitacionais em 14 de setembro de 2015 às 06h50min45 (horário de Brasília), o evento foi nomeado como GW150914. O sinal oscilou de 35 Hz a 250 Hz, com uma diferen?a de tempo de 7 × 10-3 s85 entre a detec??o de cada observatório, e amplitude máxima de 1,0 x 10^(-21). Assim coincidindo como a forma prevista por Einstein em quase exatos 100 anos atrás para um encontro de corpos massivos, no caso de buracos negros que rodeiam um ao outro até o seu encontro e fus?o, dessa forma resultando em uma significativa deforma??o no espa?o-tempo. Para o alívio de muitos a fus?o ocorreu a uma distancia de ~ 1,3 bilh?es de anos-luz da Terra. As massas dos buracos negros iniciais eram de 29 M e 36 M, (massa solar, M, aproximadamente 1,99 × 10^30 Kg), a massa do buraco negro resultante foi de 62 M, aproximadamente 3,0 Mc² de energia foi distribuída em de ondas gravitacionais para o restante do Cosmos.

Em junho de 2016, uma segunda explos?o de ondas gravitacionais da fus?o de buracos negros foi anunciada, sugerindo que essas detec??es em breve v?o se tornar rotina e parte de um novo tipo de astronomia.

Em 1 de junho de 2017, pela terceira vez, cientistas anunciaram que detectaram as reverbera??es infinitesimais do espa?o-tempo.

Fontes

As fontes que geram uma grande parcela das ondas gravitacionais s?o as três descritas abaixo, porém qualquer objeto que se desloque no tecido do espa?o-tempo pode causar uma onda gravitacional, a problemática por trás disso é que esse tipo de onda possui um decaimento muito rápido, assim pequenos corpos causam pequenas oscila??es e que duram muito pouco, enquanto grandes objetos causam uma larga propaga??o de suas ondas.^{[carece de fontes]}

Em teoria, portanto, qualquer objeto com massa que está acelerado gera ondas gravitacionais. Isso inclui pessoas, carros, avi?es e todo objeto com massa que apresenta uma acelera??o. Porém elas produzem efeitos extremamente pequenos para serem detectados. Se interpretarmos o espa?o-tempo como um tecido sobre o qual as ondas gravitacionais se propagam, ent?o esse mesmo tecido é extremamente rígido, n?o se distorcendo facilmente. Isso significa que s?o necessários objetos de massas muito grandes e com velocidades comparáveis à velocidade da luz para produzirem ondas gravitacionais detectáveis.

Uma vez que as ondas gravitacionais produzidas na Terra s?o imperceptíveis, buscamos no Universo condi??es onde elas podem ser geradas, isto é, sistemas astrofísicos que geram ondas que podem ser detectadas pelos interfer?metros. As fontes astrofísicas de ondas gravitacionais s?o, portanto, sistemas de objetos compactos como buracos negros, estrelas de nêutrons, sistemas binários e estrelas no fim de sua vida (como durante evento de supernova), etc. A seguir, ser?o discutidos alguns sistemas astrofísicos que podem emitir ondas gravitacionais detectáveis.

Sistemas binários

Plano que pode oferecer maior incidência de ondas gravitacionais. Nesse sistema podemos oferecer três possibilidades de gera??o: buracos negros, estrelas de nêutrons e de duas an?s brancas. Esse sistema se baseia na jun??o de dois desses corpos celestes, qualquer combina??o destes e a jun??o deles pode ocorrer um determinado tempo $T$ onde $T=(MR)-4$, considerando que a massa $M$ dos corpos estejam na mesma ordem de grandeza e $R$ seria a distancia que os corpos se encontram um do outro.^{[carece de fontes]}

Esse foi o plano no qual se deu a detec??o das ondas em 2015, quando o choque de dois buracos negros, de massas $36M_{\odot }$ e $29M_{\odot }$ (sendo $M_{\odot }$ a massa solar), após a colis?o o corpo resultante obteve uma massa equivalente a $62M_{\odot }$. Os $3M_{\odot }$ que n?o entram na somatória das massas foram dispersados energicamente ao longo da colis?o em forma de oscila??o gravitacional.

Cada fonte produz um sinal ímpar, único, mas é claro que a origem, ou seja, o mecanismo gerador delas é o mesmo. As ondas gravitacionais geradas por sistemas binários s?o emitidas desde quando os objetos giram um em torno do outro até o momento que eles se fundem. Porém, como as ondas carregam energia consigo, parte da energia do sistema é levada embora para o espa?o e, como consequência, os objetos giram cada vez mais rápido e ficam cada vez mais próximos. Uma coisa interessante acontece: quanto maior é o ganho de velocidade desses objetos (i.e., a acelera??o) ent?o mais intensas s?o as ondas gravitacionais emitidas por esse sistema. Em decorrência, esse sistema perde mais e mais energia e os objetos se aproximam cada vez mais, aumentando sua velocidade e assim sucessivamente. Os dois objetos est?o agora condenados, incapazes de escapar do seu fim: a queda em espiral, colapso e a fus?o.

Sinal da GW150914, o primeiro detectado, que é um sinal de um sistema binário de dois buracos negros

é como o caso da patinadora de gelo quando salta e gira ao mesmo tempo: ao encolher os bra?os e as pernas no ar ela é capaz de girar mais rápido. Isto, em física, é chamado de conserva??o do momento angular e é o mesmo princípio envolvido no movimento desses dois objetos compactos, como foi o caso dos dois buracos negros do primeiro sinal detectado. No caso, a perda de energia for?a o par a se aproximar do centro de massa e, por conta disto, as velocidades aumentam.

é um círculo vicioso: quanto mais próximos est?o os dois buracos negros, maior é a sua velocidade. Ao se aproximarem, a velocidade de cada um deles aumenta e, porque temos massas aceleradas, OG s?o emitidas levando a energia embora. Essa perda de energia obriga os buracos negros a ficarem mais próximos e aumentar a sua velocidade. Por conta do aumento da suas velocidades temos emiss?o de OG e assim sucessivamente. Esse processo continua até a fus?o do par.

Em todos os casos, a frequência das OG geradas por essas fontes binárias aumenta à medida que os buracos negros se aproximam. A dura??o de cada uma varia de acordo com os objetos, por exemplo, dois buracos negros produzem OG muito características em fra??es de segundo enquanto estrelas de nêutrons (que possuem menos massa que um buraco negro) geram sinais de OG mais longos.

Colapso gravitacional

O fen?meno mais violento do universo, quando a forma??o de um corpo celeste se dá por um colapso gravitacional no núcleo do corpo. Nessa a??o, libera-se uma energia cerca de 15% da massa solar. Pela raridade deste evento, n?o se consegue ter uma precis?o se a libera??o dessa energia forma as distor??es no tecido do espa?o-tempo. Devida alta complexidade de um evento desses, fazer uma medi??o precisa sobre a amplitude e frequência das ondas geradas seria muito complexo e possivelmente falho. A possível frequência da onda gerada por esse evento 1 KHz, mas podendo variar em ciclos de 100 Hz a 10 KHz. Essa é uma das fontes para que mais se desenvolvem detectores, entretanto, é a fonte mais complexa de ser analisada e também a qual n?o possuímos muitas informa??es.

O colapso radial de um corpo esfericamente simétrico n?o emite ondas gravitacionais. Isso significa que uma estrela pulsante radialmente n?o irá emitir nenhum tipo de sinal. Mas, se durante a forma??o de uma estrela de nêutrons a partir de uma supernova, o núcleo de estrela acontece com rota??o, ent?o é possível emitir ondas gravitacionais de curta dura??o.

Estrelas de nêutrons em rota??o

A Teoria da relatividade geral prevê a forma??o de ondas gravitacionais a partir de um corpo assimétrico que esteja em rota??o. Apesar da descri??o geral do objeto, apenas objetos muito compactados, como as estrelas de nêutrons de alta rota??o, podem gerir as deforma??es espa?o-temporais por meio dessa fonte. Considerando que a energia irradiada na forma de onda gravitacional é gerada pela conserva??o da energia cinética do corpo assimétrico, podemos analisar esse corpo e compreender sua dinamica no espa?o.

Esse tipo de sistema gera as chamadas ondas gravitacionais contínuas. Estas, por sua vez, podem ser produzidas por um único objeto massivo que está girando, como é uma estrela de nêutrons, ou por um par de objetos compactos ainda distantes do momento da fus?o.

Qualquer imperfei??o no formato esférico da estrela de nêutrons ou colis?o com outro objeto vai gerar uma onda gravitacional enquanto gira. Essa deforma??o é comumente denominada "montanha". Se a estrela gira de uma forma constante ou periódica, ent?o o sinal da OG também será assim, com amplitude e frequência constantes. Isto é muito parecido com um instrumento musical como um viol?o fazendo soar uma mesma nota sempre ou um cantor que está cantando apenas uma nota. Como a OG possui frequência e amplitude constante ent?o temos uma OG contínua.

Porém, outras oscila??es das estrelas de nêutrons também podem gerar sinais de ondas gravitacionais de forma independente da presen?a de uma montanha cristalizada em sua crosta. Isso acontece, por exemplo, com os modos-r.

Ver também

• LIGO
• Virgo (interfer?metro)
• KAGRA
• Astronomia de onda gravitacional

Liga??es externas

• ?Einstein tinha raz?o: ondas gravitacionais poder?o ser descobertas nos próximos anos? 
• ?Gravitational Wave Astronomy? (em inglês)