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Cem anos de espera, mas não de braços cruzados
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Artigo
Cem anos de espera, mas não de braços cruzados
Por Nadja S. Magalhães e Carlos Frajuca
11/07/2016

O que são ondas gravitacionais

Em fevereiro deste ano, foi anunciada a primeira detecção direta de ondas gravitacionais. A notícia correu o mundo e teve forte repercussão na grande imprensa, tanto no Brasil quanto no exterior. De fato, o acontecimento foi histórico. E, com isso, muitas pessoas se perguntaram, intrigadas, o que essas ondas seriam e por que a sua detecção seria tão importante.

Em poucas palavras, ondas gravitacionais são variações muito especiais da gravidade, a qual é um dos primeiros fenômenos físicos que um ser vivo enfrenta e permanece enfrentando por toda sua existência; é tão familiar que mal tomamos conhecimento dela.

A gravidade provoca um tipo de interação entre coisas que depende de quanta massa e/ou energia essas coisas possuem, e de seus movimentos. Uma vez que tudo o que há no universo tem, no mínimo, energia; então, a atração gravitacional sempre existe entre duas entidades físicas. Por exemplo, somos atraídos pela Terra por causa da atração gravitacional, e vice-versa. No entanto, esse fato elementar é tão fundamental que, sem a gravidade, nada existiria no Universo da maneira que existe.

Apesar de, na Terra, o campo gravitacional (conjunto de medidas da gravidade nos diferentes locais) variar com a distância ao centro do planeta, ele não chega a oscilar com o tempo. Por isso, a ideia de um campo gravitacional oscilante levou muito tempo para ser considerada seriamente.

Foi Isaac Newton quem lançou, há mais de 300 anos, as bases para a teoria científica da gravitação que hoje domina muitos estudos do fenômeno, inclusive sendo ensinada no ensino médio. Para Newton, a gravidade não oscilava com o tempo, e dependeria apenas das massas das coisas e das distâncias entre elas, não de seus movimentos. Ele modelou a interação gravitacional como uma força de atração entre dois corpos, num contexto em que tempo e espaço eram entidades desconexas e o tempo era absoluto.

A teoria gravitacional de Newton era um sucesso, exceto por uns poucos fenômenos que ela não explicava plenamente. Um deles era um desvio sofrido pela órbita do planeta Mercúrio com relação à trajetória prevista pela gravitação newtoniana. Foi necessária a criação de uma teoria mais ampla da gravitação para esse desvio ser esclarecido, feito que foi realizado por Albert Einstein no início do século passado.

Quando Einstein criou sua Teoria da Relatividade Especial, publicada em 1905, ele abordou os conceitos de espaço e de tempo considerando o movimento da luz, mas desconsiderando a influência das massas. Portanto, ele ignorou a gravitação naquele momento. Ainda assim, sua teoria rendeu frutos espetaculares, como a descoberta de que pessoas que se movem umas com relação às outras obtêm diferentes medidas de espaço e de tempo ao observar as mesmas coisas. Para isso, foi necessário conectar intimamente tempo com espaço, originando o conceito de espaço-tempo – uma visão fundamentalmente distinta daquela que Newton adotara.

Era natural que Einstein retomasse sua nova teoria para incorporar a presença de massas, deixando-a mais completa, pois, como existem no mundo físico, elas precisavam ser consideradas. Mas a complexidade desse objetivo era tamanha que ele levou uma década para chegar a uma teoria satisfatória. Assim, apenas em 1915 ele apresentou publicamente sua Teoria da Relatividade Geral, que era uma nova teoria de gravitação. Nela, a gravidade é um fenômeno que se manifesta não através do conceito de força, até então adotado, mas pela observação do espaço-tempo.

As equações capazes de descrever o campo gravitacional, conhecidas como equações de campo Einstein, indicam como deve ser a geometria do espaço-tempo na presença (ou ausência) de uma fonte de gravitação, seja ela um objeto massivo ou uma entidade de pura energia. A gravitação passou a ser modelada como o pano de fundo sobre o qual todas as interações ocorrem na natureza, com sua geometria ditando a maneira como essas interações ocorrem. Ao mesmo tempo, massas e energias, bem como a forma como elas se movimentam, influenciam esse pano de fundo, alterando sua geometria e, consequentemente, as diferentes interações. Na Relatividade Geral, a gravitação se evidenciou um fenômeno muito mais complexo do que sempre pareceu ser, e de alcance mais profundo. Essa complexidade pode ser vislumbrada matematicamente, com seus sistemas de equações não-lineares por vezes difíceis de serem resolvidos.

No entanto, foi com essa nova teoria que Einstein explicou o mistério da órbita de Mercúrio. E foi além, fazendo novas previsões, como o encurvamento da trajetória da luz por estrelas, que foi, inclusive, confirmado com participação indispensável do Brasil, onde ocorreu o eclipse solar de 1919 (em Sobral – CE), que foi usado para coletar medidas.

Das previsões feitas por Einstein, uma ainda faltava ser confirmada por detecção direta até o começo deste ano: as ondas gravitacionais. Estas são soluções das equações de Einstein sob condições especiais, indicando que haveria oscilações da geometria do espaço-tempo em um dado local durante um certo tempo. Ou seja, surgiria uma variação da gravidade. Para que essas oscilações fossem geradas, era necessário que houvesse massas em movimento explosivo ou que se movessem com certa assimetria, perto das quais as variações do campo gravitacional seriam bem complexas. Então, segundo a Relatividade Geral, essa convulsão se propagaria através do espaço-tempo à velocidade da luz, enfraquecendo com a distância de modo que, longe o bastante da fonte em movimento, o espaço-tempo apenas oscilaria suavemente, manifestando uma variação gravitacional em forma de onda – a onda gravitacional.

Os debates teóricos sobre as ondas gravitacionais estenderam-se por décadas, questionando se elas teriam existência física, se poderiam ser detectadas. Somente em 1957, após Richard P. Feynman (ganhador do prêmio Nobel de física) argumentar em uma conferência que essas ondas seriam capazes de transferir energia para sistemas físicos, é que dispositivos para detecção de ondas gravitacionais começaram a ser finalmente desenvolvidos.

O pioneiro desses detectores foi construído em uma universidade dos Estados Unidos por Joseph Weber, no início dos anos 1960, e envolvia um cilindro maciço de alumínio pesando mais de uma tonelada. Este seria a “antena” do detector, visto que as ondas precisavam de massas para interagir gravitacionalmente – e quanto mais massiva a antena, mais sensível esse tipo de detector seria. A forma cilíndrica limitava o desempenho do detector, que tinha menos sensibilidade em certas direções, dificultando que entrasse em ressonância com a onda incidente. Mesmo assim, antenas massivas ressonantes cilíndricas foram usadas em vários detectores nas décadas de 1960-1990 por questões práticas, enquanto outros detalhes experimentais foram sendo aprimorados.

Detecção de ondas gravitacionais

Uma verificação indireta da existência das ondas gravitacionais foi obtida a partir da observação da taxa de decaimento do período orbital do pulsar binário PSR1913+16, o que rendeu, em 1993, o prêmio Nobel de física para Russell A. Hulse e Joseph A. Taylor Jr., da Universidade de Princeton.

Eles haviam descoberto um pulsar (estrela de nêutrons muito pequena e densa que gira com uma velocidade muito alta), designado PSR1913+16, orbitando ao redor de uma outra estrela, formando um sistema binário. Usando um radiotelescópio, Hulse e Taylor detectaram uma pulsação de emissões de ondas de rádio e identificaram a fonte como um pulsar de rotação rápida, girando 17 vezes por segundo. Após verificarem os pulsos de rádio por algum tempo, repararam que havia uma variação sistemática no instante de tempo de chegada destes. Algumas vezes os pulsos foram recebidos um pouco mais cedo do que o esperado e outras, mais tarde. Tais variações ocorreram de maneira harmoniosa e repetitiva, com um período de 7,75 horas. Concluiu-se com isso que o pulsar estava em órbita de uma outra estrela e, com o tempo, verificou-se que o período orbital está diminuindo com o tempo.

Usando a Relatividade Geral, nos anos 1970 foi calculada qual seria essa diminuição caso ela se devesse à irradiação de ondas gravitacionais – e a coincidência entre os valores teóricos e os dados observacionais foi impressionante! Esse sistema está perdendo energia na taxa que se espera pela emissão de ondas gravitacionais, e com isso sua distância orbital está diminuindo, o que ocasionará uma colisão no futuro que liberará mais ondas gravitacionais que poderão vir a ser detectadas daqui a milhões de anos. A Figura 1 mostra uma representação desse fenômeno.


Figura 1 - Emissão de ondas gravitacionais pelo pulsar binário. Figura por Wilson Ruiz.

Com o objetivo de se realizar uma medida direta de ondas gravitacionais, atualmente existem detectores  dos seguintes tipos:

Interferométricos: Detecção realizada a partir do movimento relativo de espelhos ocasionado pela distorção do espaço-tempo causada pela passagem da onda gravitacional.

Antenas ressonantes massivas: Detecção realizada a partir da absorção de energia emitida por um corpo massivo (a antena) por causa da sua interação com a onda gravitacional.  A antena é construída para ter frequência de ressonância igual à da onda gravitacional.

Detectores interferométricos

O interferômetro é um instrumento que utiliza a característica ondulatória da luz para fornecer um sinal de saída observável associado à presença de ondas gravitacionais. Esse método foi inicialmente aplicado em 1970 e consiste em um laser potente e monocromático aplicado a um sistema divisor de feixes de luz, que gera dois feixes direcionados a duas trajetórias ópticas perpendiculares entre si. Ao final de cada trajetória existe um espelho preso a uma massa de teste. Ao serem refletidos pelos espelhos, os feixes voltam novamente para o divisor, onde são recombinados e detectados pelo foto-sensor. Nota-se que o espelho é livre para movimentos horizontais e verticais, como indicado na Figura 2.


Figura 2 - Representação esquemática de um detector interferométrico. Figura por José Alves Amorim.

Uma diferença de fase de 180º é inicialmente produzida entre os dois feixes através de ajustes no braço do interferômetro (o braço é separação entre o divisor de feixe e um dos espelhos). Ao retornarem para o foto-sensor, caso não seja detectado sinal, é dito que o interferômetro está ajustado em franja-negra.

A interação da onda gravitacional com as massas de teste situadas nos espelhos altera a posição relativa entre os espelhos, alterando assim o ângulo de fase entre os feixes de luz e gerando sinal observável no foto-sensor. 

Um desses detectores interferométricos, chamado de Ligo e construído nos Estados Unidos, tem braços de 4 quilômetros. Existe um projeto que prevê a construção de um detector interferométrico no espaço, o eLISA, que consiste em três naves espaciais que formarão os vértices de um triângulo com milhões de quilômetros, e lasers serão emitidos de uma nave para a outra com o objetivo de se verificar pequenos desvios neles.

Detectores tipo massa ressonante

Esses detectores são constituídos por um corpo metálico massivo cujos modos fundamentais de vibração são excitados quando neles há a incidência de um pulso de onda gravitacional com frequência característica próxima à de oscilação desta antena e, assim, as posições relativas das partículas que constituem a massa ressonante sofrem alterações.

Na Figura 3, há um exemplo de um anel de partículas sofrendo o efeito da passagem de uma onda gravitacional, e, como pode ser visto, há oscilação em duas direções: h+ e hx. Essas oscilações possuem amplitudes muito baixas, sendo impossível medi-las facilmente. Portanto, esses detectores têm transdutores elétricos acoplados em sua superfície, de modo que pequenas alterações mecânicas sejam convertidas em sinais elétricos, sendo posteriormente amplificadas para enfim serem medidas.


Figura 3 -
Efeito da passagem de uma onda gravitacional, incidindo na direção z, sobre um anel de partículas. Figura por Wilson Ruiz.

Os detectores tipo massa ressonante podem ser classificados em gerações:

- Primeira Geração: Construído em 1960 por Joseph Weber, o primeiro detector de ondas gravitacionais é mostrado na Figura 4. Consistia em um cilindro metálico massivo mantido a temperatura ambiente e isolado vibracionalmente em uma câmara de vácuo, cuja frequência longitudinal de 1,6 Hz era monitorada por sensores piezo-elétricos.


Figura 4 -
Joseph Weber e o detector tipo massa
 ressonante de primeira geração. Figura disponível em physics.aps.org/story/v16/st19. Acesso em 09/07/2016.

- Segunda Geração: Como um novo método para aumentar a sensibilidade de detecção, foi idealizado um detector tipo massa ressonante criogênico. Usando a técnica, um detector entrou em operação em 1980 e sua massa ressonante era resfriada a uma temperatura de cerca de 4K, utilizando-se hélio líquido.

A partir do procedimento de resfriamento e, também, devido a melhorias no sistema vibracional, transdutores mais sofisticados e amplificadores mecânicos, houve um aumento na sensibilidade dos detectores dessa geração da ordem de dez mil vezes em relação aos da geração anterior.

- Terceira Geração: Os detectores desta geração se diferenciavam por serem resfriados a temperaturas ultra-criogênicas, abaixo de 1K, próximas ao zero absoluto, através da utilização de refrigeradores por diluição. A nova tecnologia possibilitou que alguns detectores atingissem a inédita sensibilidade de 10-20  a 10-21 (Hz-1/2).

- Quarta Geração: Em 1990 iniciou-se a utilização de detectores que possuíam a mesma tecnologia dos da geração anterior mas utilizavam uma massa ressonante esférica. Nessa geração se encontra o Mario Schenberg, o protótipo de detector de ondas gravitacionais brasileiro. A utilização de uma massa esférica trazia as seguintes vantagens:

Omnidirecionalidade: A esfera apresenta cinco modos quadripolares fundamentais, o que a faz sensível a ondas oriundas de qualquer direção do espaço.

Sensibilidade independente da polarização: O detector é sensível aos dois tipos de polarização previstos para as ondas pela Relatividade Geral, h+ e hx.

Possibilidade de determinação da direção de origem da onda utilizando um único detector: A decomposição da onda nos cinco modos possibilita a determinação da direção de sua fonte.

Sua seção reta para absorver energia é cerca de 70 vezes maior que a de uma barra na mesma frequência de detecção.

O detector Mario Schenberg

O grupo Gráviton, formado por colaboradores de várias instituições brasileiras como Inpe, ITA, USP, Unifesp, IFSP e Unicamp, além de algumas instituições internacionais como a Leiden University e a University of Western Australia, foi responsável pelo projeto e pela construção do primeiro protótipo de detector de ondas gravitacionais brasileiro, com financiamento das agências Fapesp, Capes e CNPq. Seu nome é Mario Schenberg, em homenagem ao físico brasileiro que viveu entre 1914 e 1990 e que foi um dos pioneiros da física teórica e da astrofísica moderna no Brasil. A Figura 5 representa uma visão geral da estrutura do detector.


Figura 5 –
Estrutura do detector Mario Schenberg. A esfera amarela representa a antena massiva. Figura por Xavier Gratens.

As primeiras detecções diretas

Após mais de 50 anos de tentativas para a medição direta de ondas gravitacionais, a primeira delas foi finalmente realizada pelos detectores gêmeos do projeto Ligo, um dos quais está localizado em Livingston, em Louisiana, e o outro em Hanford, em Washington, nos Estados Unidos – a três mil quilômetros de distância um do outro. Os pesquisadores da extensa colaboração internacional anunciaram ter observado, pela primeira vez, ondas gravitacionais produzidas a partir de um evento cataclísmico, identificado pela sigla GW 150914: a colisão e fusão de dois buracos negros, que calcularam ter ocorrido a cerca de 1,3 bilhão de anos-luz da Terra. Modelos teóricos determinaram que o sinal foi gerado pela fusão de buracos negros com massas de 29 e de 36 vezes a do Sol, como sugerido na imagem de simulação da Figura 6. O artigo desta observação, intitulado “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger” e de autoria das colaborações científicas Ligo e Virgo, pode ser acessado em link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.116.061102. A colaboração Ligo conta com pesquisadores brasileiros, entre eles o dr. Odylio D. Aguiar, coordenador do grupo Gráviton.


Figura 6.
Imagem de simulação computacional da colisão de dois buracos negros. O campo gravitacional no entorno é tão intenso que distorce a luz oriunda das estrelas ao fundo. Figura disponível em
 http://news.mit.edu/sites/mit.edu.newsoffice/files/styles/news_article_image_top_slideshow/public/images/2016/MIT-LIGO-2.jpg?itok=0ezfjTRz. Acesso em 09/07/2016.

Nunca antes se tinha tido evidência da existência real de sistemas binários de buracos negros, pois apenas observatórios de ondas gravitacionais são capazes de detectar tais sistemas. E, para euforia da comunidade científica, há alguns dias foi anunciado oficialmente que uma segunda detecção, pelos mesmos interferômetros, ocorreu no dia 26 de dezembro de 2015. Calculou-se que o fenômeno resultou também da fusão de dois buracos negros em um único, há 1,4 bilhão de anos. Neste caso os buracos negros originais tinham massas de 14 e de 8 vezes a massa do Sol.

A repentina sequência de detecções é motivo de celebração para gerações de cientistas que arduamente se dedicaram a observar de forma direta as ondas gravitacionais. Agora elas deixaram de ser um fenômeno teórico para serem um fenômeno real que a pesquisa básica indicou e que a ciência experimental descortinou. A expectativa agora é de que cada vez mais novas ondas gravitacionais serão detectadas, abrindo de vez essa nova janela de observação do cosmos para a humanidade.  

Para saber mais:

1. O artigo sobre a primeira detecção direta de ondas gravitacionais: B. P. Abbott et al. “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger”. Phys. Rev. Lett. 116 (2016) 061102. Publicado em 11 de fevereiro de 2016.

2. História da Astronomia no Brasil. Oscar T. Matsuura (Org.). Cepe: Recife, 2014.

3. O.D. Aguiar.  “Past, present and future of the resonant-mass gravitational wave detectors”. Res. Astron. Astrophys. 11 (2011) 1.

4. J. M. Weisberg, D. J. Nice e J. H. Taylor. “Timing measurements of the relativistic binary pulsar PSR B1913+16”. ApJ 722 (2010)1030.

Nadja Simão Magalhães é física e doutora em ciências pelo Instituto de Física da Universidade de São Paulo, com tese sobre ondas gravitacionais. É professora da Universidade Federal de São Paulo, onde conduz pesquisas em astrofísica, gravitação e análise de sinais. Foi um dos  membros pioneiros do grupo Gráviton.

Carlos Frajuca possui doutorado em física pela Universidade de São Paulo, o qual incluiu estágio no laboratório do detector de ondas gravitacionais da Universidade Estadual da Louisiana (EUA). Atualmente é professor titular de ensino profissional do Instituto Federal de Educação, Ciência e Tecnologia de São Paulo. Tem experiência na área de ensino profissional e na área de física, com ênfase em instrumentação, atuando principalmente nos seguintes temas: transdutores paramétricos, detectores de ondas gravitacionais e educação profissional e tecnológica.