Fundo de onda gravitacional

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Cosmologia física

O fundo de onda gravitacional (em inglês, gravitational wave background – GWB) é um sinal de onda gravitacional aleatório potencialmente detectável por experimentos de detecção de ondas gravitacionais. Uma vez que se supõe que o fundo seja estatisticamente aleatório, ele foi pesquisado apenas em termos de descritores estatísticos como a média, a variância, etc.

Fontes de onda gravitacional[editar | editar código-fonte]

Várias fontes potenciais para o fundo são hipotetizadas em várias bandas de frequência de interesse, com cada fonte produzindo um fundo com diferentes propriedades estatísticas. As fontes de onda gravitacional podem ser amplamente divididas em duas categorias: fontes cosmológicas e fontes astrofísicas.

Fontes cosmológicas[editar | editar código-fonte]

Fundos cosmológicos podem surgir de várias fontes do universo primitivo. Alguns exemplos dessas fontes incluem campos escalares (clássicos) variáveis ​​no tempo no universo primitivo, mecanismos de "pré-aquecimento" após a inflação envolvendo transferência de energia de partículas de inflação para matéria regular, transições de fase no universo primitivo (como a transição de fase eletrofraca), cordas cósmicas, etc. Embora essas fontes sejam mais hipotéticas, a detecção de um fundo delas seria uma grande descoberta da nova física. A detecção de tal fundo inflacionário teria um impacto profundo na cosmologia do universo primitivo e na física de partículas.

Fontes astrofísicas[editar | editar código-fonte]

Um fundo astrofísico é produzido pelo ruído confuso de muitas fontes astrofísicas fracas, independentes e não resolvidas.[1] Por exemplo, espera-se que o fundo astrofísico das fusões de buracos negros binários de massa estelar seja uma fonte chave do GWB para a geração atual de detectores de ondas gravitacionais terrestres. Os detectores LIGO e Virgo já detectaram eventos individuais de ondas gravitacionais de tais fusões de buracos negros. No entanto, haveria uma grande população de tais fusões que não seriam individualmente resolvidas, o que produziria um zumbido de ruído aleatório nos detectores. Outras fontes astrofísicas que não podem ser resolvidas individualmente também podem formar um pano de fundo. Por exemplo, uma estrela suficientemente massiva no estágio final de sua evolução entrará em colapso para formar um buraco negro ou uma estrela de nêutrons – no rápido colapso durante os momentos finais de um evento explosivo de supernova, que pode levar a tais formações, ondas gravitacionais podem teoricamente ser liberadas.[2][3] Além disso, em estrelas de nêutrons em rápida rotação, há toda uma classe de instabilidades causadas pela emissão de ondas gravitacionais.

A natureza da fonte também depende da banda de frequência sensível do sinal. A geração atual de experimentos terrestres como LIGO e Virgo são sensíveis a ondas gravitacionais na faixa de frequência de áudio entre aproximadamente 10 Hz a 1 000 Hz. Nesta banda, a fonte mais provável do GWB será um fundo astrofísico de fusões binárias de estrelas de nêutrons e buracos negros binários de massa estelar.[4]

Detecção[editar | editar código-fonte]

Em 11 de fevereiro de 2016, as colaborações LIGO e Virgo anunciaram a primeira detecção e observação direta de ondas gravitacionais, que ocorreu em setembro de 2015. Nesse caso, dois buracos negros colidiram para produzir ondas gravitacionais detectáveis. Este foi o primeiro passo para a possível detecção de um GWB.[5][6]

Em 28 de junho de 2023, a colaboração do Observatório Norte-Americano de Nanohertz para Ondas Gravitacionais anunciou a detecção direta de um GWB usando dados observacionais de uma série de pulsares.[7][8] Observações da Matriz Europeia de Temporização Pulsar,[9] do Observatório Parkes[10] e Matriz Chinesa de Temporização Pulsar[11] também foram publicadas no mesmo dia, fornecendo mais evidências da detecção. Essas observações fornecem a primeira medição da curva Hellings-Down, que descreve a correlação entre dois pulsares em função de sua separação angular no céu, que é um sinal revelador da origem da onda gravitacional do fundo observado. A origem exata deste fundo não é identificada no momento e exigirá mais observações para testar os diferentes modelos.[12]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. ↑ Joseph D. Romano, Neil. J. Cornish (2017). «Detection methods for stochastic gravitational-wave backgrounds: a unified treatment». Living Reviews in Relativity. 20 (1). 2 páginas. Bibcode:2017LRR....20....2R. PMC 5478100Acessível livremente. PMID 28690422. arXiv:1608.06889Acessível livremente. doi:10.1007/s41114-017-0004-1 
  2. ↑ Ott, Christian D.; et al. (2012). «Core-Collapse Supernovae, Neutrinos, and Gravitational Waves». Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 235: 381–387. Bibcode:2013NuPhS.235..381O. arXiv:1212.4250Acessível livremente. doi:10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.036 
  3. ↑ Fryer, Chris L.; New, Kimberly C. B. (2003). «Gravitational Waves from Gravitational Collapse». Living Reviews in Relativity. 6 (1). 2 páginas. Bibcode:2003LRR.....6....2F. PMC 5253977Acessível livremente. PMID 28163639. arXiv:gr-qc/0206041Acessível livremente. doi:10.12942/lrr-2003-2 
  4. ↑ LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration; Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Adhikari, R. X.; Adya, V. B. (28 de fevereiro de 2018). «GW170817: Implications for the Stochastic Gravitational-Wave Background from Compact Binary Coalescences». Physical Review Letters. 120 (9). 091101 páginas. Bibcode:2018PhRvL.120i1101A. PMID 29547330. arXiv:1710.05837Acessível livremente. doi:10.1103/PhysRevLett.120.091101Acessível livremente 
  5. ↑ Abbott, B.P.; et al. (2016). «Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger». Phys. Rev. Lett. 116 (6). 061102 páginas. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. PMID 26918975. arXiv:1602.03837Acessível livremente. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102 
  6. ↑ Castelvecchi, Davide; Witze, Alexandra (11 de fevereiro de 2016). «Einstein's gravitational waves found at last». Nature News. doi:10.1038/nature.2016.19361. Consultado em 29 de junho de 2023 
  7. ↑ Miller, Katrina (29 de junho de 2023). «The Cosmos Is Thrumming With Gravitational Waves, Astronomers Find». The New York Times (em inglês). ISSN 0362-4331. Consultado em 29 de junho de 2023 
  8. ↑ Agazie, Gabriella; Anumarlapudi, Akash; Archibald, Anne M.; Arzoumanian, Zaven; Baker, Paul T.; Bécsy, Bence; Blecha, Laura; Brazier, Adam; Brook, Paul R.; Burke-Spolaor, Sarah; Burnette, Rand; Case, Robin; Charisi, Maria; Chatterjee, Shami; Chatziioannou, Katerina (junho de 2023). «The NANOGrav 15 yr Data Set: Evidence for a Gravitational-wave Background». The Astrophysical Journal Letters (em inglês). 951 (1): L8. ISSN 2041-8205. doi:10.3847/2041-8213/acdac6 
  9. ↑ Antoniadis, J. (28 de junho de 2023). «The second data release from the European Pulsar Timing Array III. Search for gravitational wave signals». arXiv:2306.16214Acessível livremente 
  10. ↑ Reardon, Daniel J.; Zic, Andrew; Shannon, Ryan M.; Hobbs, George B.; Bailes, Matthew; Di Marco, Valentina; Kapur, Agastya; Rogers, Axl F.; Thrane, Eric; Askew, Jacob; Bhat, N. D. Ramesh; Cameron, Andrew; Curyło, Małgorzata; Coles, William A.; Dai, Shi (29 de junho de 2023). «Search for an Isotropic Gravitational-wave Background with the Parkes Pulsar Timing Array». The Astrophysical Journal Letters. 951 (1): L6. ISSN 2041-8205. doi:10.3847/2041-8213/acdd02 
  11. ↑ Xu, Heng; Chen, Siyuan; Guo, Yanjun; Jiang, Jinchen; Wang, Bojun; Xu, Jiangwei; Xue, Zihan; Nicolas Caballero, R.; Yuan, Jianping; Xu, Yonghua; Wang, Jingbo; Hao, Longfei; Luo, Jingtao; Lee, Kejia; Han, Jinlin (29 de junho de 2023). «Searching for the Nano-Hertz Stochastic Gravitational Wave Background with the Chinese Pulsar Timing Array Data Release I». Research in Astronomy and Astrophysics. 23 (7). 075024 páginas. ISSN 1674-4527. doi:10.1088/1674-4527/acdfa5 
  12. ↑ «Focus on NANOGrav's 15 yr Data Set and the Gravitational Wave Background». iopscience.iop.org. Junho de 2023. Consultado em 29 de junho de 2023 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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