ONDAS GRAVITACIONAIS
Odylio D. Aguiar & José Carlos N. de Araujo
Instituto
Nacional de Pesquisas Espaciais
No 1o Workshop Nova Física no Espaço, realizado em março de
2002, fizemos uma pequena revisão sobre ondas gravitacionais (OGs). Mostramos
como a partir das equações de Einstein a equação de onda é obtida, e como são
as polarizações destas ondas. Comparamos as ondas eletromagnéticas e as
gravitacionais, em particular no que se refere às informações astrofísicas que
podemos obter delas. Mostramos também, porque as fontes de OGs devem ser de
origem astrofísica ou cosmológica. Passamos então a discutir quais seriam as
fontes de OGs mais prováveis de serem detectadas pelos detectores de OGs que
estão em operação, e os que devem entrar em operação em futuro próximo.
Fizemos também uma pequena
revisão considerando o status dos principais experimentos que devem detectar
diretamente as OGs.
Dado que a idéia básica para o 2o Workshop Nova Física é a de
catalisar a colaboração entre os seus participantes, vamos dar particular
atenção a apenas alguns tipos de fontes de OGs, que julgamos podem gerar
colaborações com outros grupos de pesquisadores. Estas fontes seriam: sistemas
binários formados por estrelas de nêutrons (ENs) e buracos negros (BNs), MACHOs
(acrônimo em inglês para "Massive Compact Halo Objects") binários,
explosões assimétricas de supernovas, transição de fase em ENs como a formação
de matéria quárkica estranha, formação de fundo de OGs de origem primordial.
Vamos também apresentar, tal como foi feito no workshop anterior, o
status dos experimentos para a detecção das OGs.
a)
Sistemas binários compactos
Os sistemas binários compactos, EN-EN, EN-BN
e BN-BN, segundo muitos pesquisadores na área, incluindo-se os autores desse
trabalho, devem ser as primeiras fontes de OGs a serem detectadas,
particularmente quando o VIRGO e o LIGO entrarem em operação.
A coalescência de sistemas binários compactos na Galáxia é da ordem de 1
a cada 105-106 anos (ver, e.g., Sathyaprakash 2000). É necessário, portanto, que os
detectores tenham sensibilidade o suficiente para que sistemas a distâncias
cosmológicas sejam detectados, de forma a podermos esperar detectar ao menos
alguns destes sistema por ano.
Embora haja na literatura vários trabalhos relacionados com estes
sistemas, é de interesse, fazendo-se uso de modelos detalhados de formação e
evolução de galáxias, estimar o quanto desses sistemas o VIRGO e o LIGO podem
vir a detectar.
É, portanto, importante uma maior interação entre os grupos que estudam
estas fontes de OGs com os grupos que estudam a formação e evolução de
galáxias.
b)
MACHOs: BNs sub-solares, strange stars de baixa massa ou ... ?
Há
evidências observacionais para a existência de MACHOs, detectados via
"microlensing". A estimativa para a massa dessa forma de matéria
escura está no intervalo 0,15 - 0,95 M¤, sendo que o valor mais provável é de 0,5 M¤
(ver, e.g., Alcock et al 2000).
Os
MACHOS não devem estar na forma de bárions, caso contrário poderiam produzir
fótons sendo assim detectados. Especula-se que os MACHOS devem ser formados por
buracos negros de massa sub-solares (Nakamura et al 1997), os quais,
obviamente, não teriam sido formados via evolução estelar, teriam sido formados
primordialmente.
Considera-se
também que os MACHOS poderiam ser formados inteiramente de matéria quárkica
(Banerjee et al 2002), na forma dos chamados "strange quark nuggets"
(SQNs), que teriam sido produzidos na transição de fase quark-hádron
cosmológica.
É
interessante estudar se as propostas acima expostas são de fato realizáveis na
natureza. Vale lembrar que sistemas binários formados por MACHOs podem a
princípio ser detectados pelas antenas interferométricas, bem como pelas
antenas do tipo massa ressonante tipos barra e esféricas.
c)
Explosões assimétricas de supernovas
As
supernovas são importantes fontes de OGs impulsivas. A eficiência e,
definida como a fração de massa de repouso convertida em OGs, segundo vários
cálculos de colapso que levam à formação destes objetos, é de 10-6 - 10-10 (ver, e.g., Ju et al 2002). A eficiência é,
portanto, muito baixa. Cálculos referentes a evolução pós-colapso predizem uma
eficiência muito maior, ou seja, 10-3 - 10-4 .
É
importante ressaltar, no entanto, que os vários modelos empregados nestes
estudos são deficientes devido a: incertezas relacionadas à equação de estado e
a viscosidade da matéria neutrônica, dificuldade na construção de modelos 3D na
relatividade geral numérica, etc.
Do
ponto de vista observacional há evidências de que o colapso que leva à formação
de algumas supernovas pode ter uma assimetria considerável (ver, e.g., Wang et
al 2002). Este fato nos leva a concluir que a eficiência durante o colapso que
leva a formação de uma estrela de nêutrons pode ser muito maior do que 10-6.
É,
portanto, de interesse estudar em detalhes qual seria a eficiência de produção
de OGs em colapsos assimétricos fazendo uso de códigos hidrodinâmicos.
d)
Transições de fase em ENs como a formação de matéria quárkica estranha
Recentemente,
Lugones et al (2002) investigaram a transição de nêutrons em matéria quárkica
estranha no interior de estrelas de nêutrons. Eles mostraram que o campo
magnético, presente no interior destas estrelas, pode influenciar de forma
significativa na propagação da frente de deflagração, gerando uma considerável
assimetria na geometria do caroço formado. Este caroço, então, se assemelharia
a um cilindro orientado na direção do campo magético.
Em
um quadro como o estudado por Lugones et al OGs devem ser geradas, bem como
radiação gama impulsiva (GRBs). Vale, portanto, a pena investigar a eficiência
com que OGs são geradas, bem como suas freqüências e amplitudes
características.
e)
Fundos de ondas gravitacionais de origem cosmológica
A
radiação cósmica de fundo nos dá informações da última superfície de
espalhamento, quando o universo tinha » 105 anos. Um fundo de neutrinos deve também existir, e uma
vez detectado, pode nos dar informações da época na qual o universo tinha » 0,1
s (última superfície de espalhamento).
No
que se refere a um eventual fundo de OGs cosmológico, várias fontes têm sido
consideradas na literatura para sua formação no universo primordial. Dado que o
acoplamento entre a matéria e as OGs é extremamente débil, um tal fundo poderia
nos dar informações de épocas tão remotas quanto o tempo de Planck ( » 10-43 s).
As
OGs primordiais dão uma excitante possibilidade de investigar o Universo muito
próximo de sua criação. Infelizmente, as previsões, no que se refere às suas
amplitudes e freqüências, são incertas. O fundo de OGs primordiais poderia ser,
por exemplo, parametricamente amplificado durante o período inflacionário ou em
transições de fase no universo primordial (ver, e.g., Ju et al 2000).
É
importante ressaltar que se não houve qualquer processo para amplificar o fundo
de OGs, ele deve então ser térmico, e teria uma amplitude adimensional » 10-35,
sendo portanto indetectável (ver, e.g., Ju et al 2000).
É,
portanto, de interesse estudar em detalhes se de fato fundos cosmológicos podem
ser gerados e amplificados ao longo da evolução do universo.
Assuntos que serão abordados:
-
interação onda-antena:
-
acelerações transversas de maré,
-
polarizações,
-
velocidade.
-
tipos de detectores:
-
interferômetros
laser (“strainmeters”):
-
princípio de funcionamento,
-
ruídos dominantes:
-
sísmico, vibracional e sonoro,
-
térmico,
-
“shot” (laser),
-
outros.
-
massas
ressonantes (telessensores):
-
princípio de funcionamento,
-
ruídos dominantes:
-
sísmico, vibracional e sonoro,
-
térmico,
-
eletrônico,
-
outros (raios cósmicos, eletromagnético
(relâmpago, rádio, TV, celular, 60Hz)),
-
medidas que são tomadas para evitá-los ou
minimizá-los.
-
desempenho dos detectores atuais:
-
ALLEGRO (barra na Louisiana, EUA),
-
EXPLORER (barra no CERN, Suiça, operada pelo
grupo de Roma),
-
NIOBE (barra em Perth, Austrália),
-
NAUTILUS (barra em Frascati, Itália),
-
AURIGA (barra em Legnaro, Itália),
-
TAMA (interferômetro laser em Tóquio).
-
detectores em construção:
-
LIGO (interferômetros laser nos estados da
Louisiana e Washington, EUA),
-
VIRGO (interferômetro laser em Pisa (Itália),
colaboração Franco-Italiana),
-
GEO (interferômetro laser em Hanover
(Alemanha), colaboração Britânico-Alemã),
-
AIGO (interferômetro laser em Gingin,
Austrália),
-
Mario SCHENBERG (esfera em São Paulo, Brasil),
-
Mini-GRAIL (esfera em Leiden, Holanda),
-
SFERA (esfera em Frascati, Itália).
-
detectores futuros:
-
Large scale Cryogenic Gravitational wave
Telescope (LCGT) - Japão,
-
Laser Interferometer Space Antenna (LISA) – no
espaço – colaboração NASA e ESA.
-
Banerjee S., Bhattacharyya A. and Ghosh S.K.
2002, astro-ph/0211559
-
Blair
D.G. 1991, “The Detection of Gravitational Waves”, (CUP, Cambridge)
-
Hulse
R.A. and Taylor J.H. 1975, ApJ, L51.
-
Ju
L., Blair D.G. and Zhao C. 2000, Rep. Prog. Phys.
63, 1317
-
Lugones G., Ghezzi C.R., de Gouveia Dal Pino
and Horvath J.E. 2002, astro-ph/0207262
-
Nakamura
T., Sasaki M., Tanaka T. and Thorne K.S. 1997, ApJ, 487, L139
-
Sathyaprakash
B.S. 2000, gr-qc/0012014
-
Schutz
B. F. 1999, gr-qc/9911034.
-
Thorne
K. S. 1987, “Three Hundred Years of Gravitation”, eds.: S W Hawking & W
Israel (CUP, Cambridge), pg. 330.
-
Wang
L. et al 2002, ApJ, 579, 671
-
Weber
J. 1961, “General Relativity and Gravitational Waves” (Interscience, New York)
TRANSDUTORES
PARAMÉTRICOS DE MICROONDAS
E O LIMITE QUÂNTICO NO DETETOR “MARIO SCHENBERG”
Carlos Frajuca
(CEFETSP)
Odylio D. Aguiar,
Nadja S. Magalhães, Kilder L. Ribeiro, Luis Andrade
(INPE)
O
detetor de ondas gravitacionais “Mario Schenberg” é um detetor esférico do tipo
massa ressonante e por ser desse tipo apresenta um limite na sensibilidade
(desde que não se use os métodos chamdos de não demolição quântica) ligado ao
fato da deteção ocorrer pela exitação dos modos quadrupolares de uma massa.
Este limite é a meta de qualquer detetor deste tipo. Neste trabalho as
estratégias para se alcançar esta meta serão discutidas pelo emprego de
trasndutores paramétricos de microonas tanto pelo emprego de novas geometrias
para o transdutor, de novos formatos para a cavidade ressonante e novas fontes
de microondas com ultra-baixo ruído de fase, combinado com uma simulação do
detetor.