Acontecimento. Ver evento.

Anã branca. Estado final de uma estrela com até 8 massas solares. É o menos denso dos objectos compactos, e pode ter uma massa entre 0,6 e 1,4 massas solares (limite de Chandrasekhar) mas com tamanho próximo da Terra e uma densidade milhares de vezes superior. Uma anã branca perdeu o seu combustível, que inicialmente forma um envelope exterior chamado nebulosa planetária. A atracção gravitacional é contrariada não pela produção de energia mas pela pressão da degenerescência electrónica, que também é responsável pela estrutura estável da estrela. A anã branca vai lentamente perdendo energia até se tornar numa anã preta, num processo que pode durar milhões de anos. Uma anã branca integrada num sistema binário poderá retirar matéria à sua companheira, formando um disco de acreção. Caso a massa da anã branca ultrapasse o limite de Chandrasekhar transforma-se numa supernova de tipo Ia.

Anos-luz. Distância que a luz percorre num ano no vácuo num ano Juliano (365,25 dias). Unidade comummente utilizada em astronomia e astrofísica, corresponde a 9,469.46 × 1015 m, a 63.240 AU (unidades astronómicas) ou a 0,306 pc(parsecs).

Astrofísica. Ramo da astronomia que estuda a física do Universo e a sua evolução, através do desenvolvimento e da aplicação de leis e teorias de física para a interpretação de observações astronómicas. A astrofísica estuda as propriedades físicas (densidade, luminosidade e temperatura, entre outras) e químicas (composição química) das estrelas, planetas e outros corpos celestes. Também estuda o meio interestelar, as galáxias e a radiação cósmica de fundo. A astrofísica teve o seu início no século XIX, com a aplicação da espectroscopia e da fotografia ao estudo de estrelas e outros corpos celestes. Actualmente recorre a diferentes áreas da física, como o electromagnetismo, a termodinâmica, a física das partículas, a mecânica quântica e a relatividade/gravitação.

Big Bang. Teoria mais aceite para o começo do universo, que postula que o universo começou como uma singularidade pontual e tem, desde então, vindo a expandir. O nome desta teoria vem do inglês “grande explosão” e refere-se ao facto de, na versão actual e mais aceite, as fases iniciais de crescimento terem sido explosivas. O termo Big Bang tem, na realidade, dois significados: num sentido estrito, refere-se ao momento em que começou a expansão no universo. Num sentido lato, refere-se ao modelo cosmológico que explica a origem e a evolução do nosso universo. A teoria do Big Bang tem forte suporte nas observações que mostram que o nosso universo se encontra em expansão (explicando, por exemplo, a nucleossíntese dos elementos, a radiação cósmica de fundo e o diagrama de Hubble) e tem mostrado ser consistente com a teoria da relatividade geral de Einstein e com o princípio cosmológico.

Buraco negro. Corpo celeste com um campo gravitacional tão forte que nada, nem sequer a luz, consegue escapar da sua superfície. De acordo com a relatividade geral todas as estrelas que tenham pelo menos 3 massas solares no momento do seu colapso gravitacional transformam-se num buraco negro, contraindo-se até formarem um ponto de densidade infinita, a singularidade, que passa a estar escondida por trás de um horizonte de eventos. Como um buraco negro não emite luz, só é possível detectá-lo indirectamente, através do efeito sobre outros corpos celestes e sobre a matéria. A matéria atraída por um buraco negro forma um disco de acreção, tornando-o uma potencial fonte astrofísica de raio-X e de outro tipo de radiações. Hoje é aceite a existência de um buraco negro supermassivo no centro da nossa Via Láctea, o mesmo acontecendo com outras grandes galáxias. Quando se considera um espaço-tempo a quatro dimensões, é possível descrever um buraco negro com apenas três parâmetros, massa, momento angular (rotação) e carga eléctrica. Existem várias classificações baseadas nestes três parâmetros. O conceito de buraco negro foi apresentado pela primeira vez pelo geólogo inglês John Michell em 1783. O termo “buraco negro” só foi cunhado em 1967, pelo físico teórico norte-americano John Archibald Wheeler durante uma conferência, em resposta a uma sugestão de um membro da audiência. Em 1974 o físico teórico Stephen Hawking concluiu que quando são considerados os efeitos de mecânica quântica, os buracos negros perdem massa sob a forma de radiação de Hawking.

Censura cósmica (Conjectura da). Conjectura formulada em 1969 pelo físico-matemático inglês Roger Penrose, que visa proibir a existência de singularidades nuas no universo. A hipótese afirma que as singularidades do universo estão sempre cobertas por horizontes de eventos, ou seja, dentro de buracos negros e invisíveis para observadores externos. A hipótese da censura cósmica não foi até agora provada, mas pensa-se que em termos gerais, seja válida. Caso se prove errada, poderão existir pontos do universo em que a relatividade geral falha, pondo em causa esta teoria. Também conhecido como Hipótese da Censura Cósmica.




Centra. Centro multidisciplinar de astrofísica do departamento de física do Instituto superior técnico. No vídeo que se segue o Prof. José Pizarro de Sande e Lemos conta a história deste centro de investigação que é também a nossa casa.

Colapso gravitacional. Agregação de matéria em torno de um centro de massa comum, promovido pela atracção gravítica. A integridade de um corpo celeste é mantida por dois efeitos de acção contrária, a atracção gravitacional e a pressão interna. Caso a pressão interna diminua, o corpo celeste colapsa sobre si próprio até atingir um novo equilíbrio. O colapso gravitacional torna-se particularmente importante para corpos celestes muito massivos (estrelas, galáxias, etc.). É também responsável pela formação de estrelas e pelo seu colapso em final de ciclo de vida.

Colapso gravitacional de nuvens moleculares. Processo de formação de estrelas com pelo menos 20 massas solares. Caso a massa de uma nuvem molecular ultrapasse um determinado valor, chamado massa de Jean, a nuvem irá fragmentar-se e cada fragmento irá colapsar por si, levando à formação de várias estrelas. Inicialmente a energia libertada no colapso é irradiada. Mas o aumento inicial da densidade da proto-estrela torna-a opaca ao ponto de deixar de irradiar energia, levando ao aumento de temperatura e, como consequência, da pressão. A continuação do aumento da temperatura no interior da proto-estrela promove finalmente a fusão termonuclear, levando à produção de energia que é irradiada sobre a forma de luz e de calor. Quando a pressão interna iguala a atracção gravítica, o processo de colapso termina. O valor da massa de Jean depende da densidade e da temperatura da nuvem molecular.

Colapso gravitacional de uma estrela. Colapso que ocorre no final do ciclo de vida de uma estrela muito massiva. O colapso é uma consequência da falta de combustível, que leva a uma diminuição da pressão interna. Estrelas que nessa altura tenham pelo menos 1,4 massas solares (limite de Chandrasekhar) acabam por colapsar, tornam-se supernovas e transformam-se em estrelas de neutrões ou, se tiverem mais de 3 massas solares, em buracos negros. Uma anã branca também pode colapsar, caso pertença a um sistema binário. A anã branca retira matéria à sua companheira e ao atingir o limite de Chandrasekhar colapsa, torna-se supernova de tipo Ia e é destruída. A coalescência de um sistema binário também resulta no colapso gravitacional dos corpos celestes que o compõem. O colapso gravitacional de uma estrela dá sempre origem a ondas gravitacionais, que poderão fornecer informação relevante sobre as suas características.

Constante de Hubble. Edwin Hubble constatou que galáxias longínquas se afastam da nossa galáxia, com uma velocidade proporcional à distância. A constante de Hubble relaciona a distância a que uma galáxia se situa da Via Láctea e a sua velocidade de afastamento. Também indica a taxa de expansão do universo e permite determinar directamente o tamanho e a idade do universo (que corresponde ao inverso da constante de Hubble). De acordo com a relatividade geral a velocidade de afastamento corresponde ao aumento da distância entre galáxias. A primeira determinação da constante de Hubble foi feita pelo astrónomo belga George Lemaître em 1927, recorrendo a estudo do deslocamento para o vermelho de origem cosmológica de estrelas cefeidas. Para além destas estrelas a constante de Hubble também foi determinada recorrendo a supernovas de tipo Ia e aos dados obtidos por sondas como a Hubble, a WMAP e a Planck.

Corpo celeste. Qualquer corpo ou objecto que existe no universo observável. Pode ser um objecto único como uma estrela ou um planeta ou um conjunto de objectos sob influência mútua de atracão gravitacional, como um sistema binário, o sistema solar ou uma galáxia.

Cosmologia. Ramo da física que estuda a estrutura, a origem e a evolução do universo como um todo. A cosmologia distingue-se de outros ramos da física por se basear em observações e não em experiências. Sofreu um grande desenvolvimento no início do século XX, quando Albert Einstein apresentou a relatividade geral, que descreve a estrutura geométrica do Universo e explica o seu comportamento como um todo, e Edwin Hubble provou que o universo contém milhares de galáxias e se está a expandir, a primeira demonstração da ocorrência do Big Bang.

Deslocamento para o vermelho. Deslocamento do espectro de um corpo celeste para comprimentos de onda mais longos, em que todas as linhas espectrais apresentam o mesmo deslocamento. O nome deve-se ao facto de, na luz visível, o deslocamento ser para a zona “vermelha” do espectro. O deslocamento para o vermelho indica que a distância entre o corpo celeste e a Terra está a aumentar. Este efeito foi primeiro estudado pelo físico e matemático austríaco Christian Andreas Doppler na década de 1840. Existem três tipos de deslocamento para o vermelho, de acordo com o processo que o cria: efeito de Doppler, o deslocamento para o vermelho de origem gravitacional e o deslocamento para o vermelho de origem cosmológica.

Deslocamento para o vermelho de origem cosmológica. Deslocamento para o vermelho criado pela expansão do universo (do espaço-tempo). A expansão do espaço-tempo leva ao alongamento do comprimento de onda. Este efeito foi identificado pela primeira vez em 1912 pelo astrónomo norte-americano Vesto Slipher, no estudo de galáxias e confirmado na década de 1920 por outros dois astrónomos, o belga George Lemaître e o norte-americano Edwin Hubble. Os estudos de Hubble baseados neste deslocamento para o vermelho levaram à formulação da Lei de Hubble.

Deslocamento para o vermelho de origem gravitacional. Deslocamento para o vermelho dos fotões emitidos/reflectidos por um corpo celeste. Um fotão perde energia ao afastar-se do corpo celeste devido ao campo gravitacional deste último. Como a velocidade do fotão é constante a energia perdida corresponde a uma diminuição da sua frequência, que equivale ao aumento do seu comprimento de onda. Quanto maior a massa do corpo celeste maior o deslocamento. Este efeito também pode ser visto como uma consequência da dilatação do tempo (tendo como resultado a diminuição da frequência). O comprimento de um fotão em queda livre num corpo celeste sofre um deslocamento para o azul. O deslocamento para o vermelho de origem gravitacional foi previsto por Einstein em 1911, como consequência do princípio de equivalência, e confirmado em 1960 pelos físicos norte-americanos Robert Pound e Glen Rebka. O efeito é muito reduzido na Terra, mas pode ter consequências e aplicações muito importantes, como acontece no GPS.

Detector de ondas gravitacionais. Instrumento desenvolvido para a detecção directa de ondas gravitacionais. Os maiores problemas colocados a estes instrumentos são a sensibilidade exigida para a detecção destas ondas, na ordem de 1 atómetro (10-18 m), bem abaixo da dimensão de um protão (10-15 m), e ainda diferenciar as ondas gravitacionais do ruído de fundo (provocado por ruídos electrónicos, ondas sísmicas, ondulação marítima, passagem de aviões, ruído térmico, etc.). Os primeiros detectores de ondas gravitacionais foram desenvolvidos na década de 1960, por uma equipa liderada pelo físico norte-americano Joseph Weber. A maioria dos detectores de ondas gravitacionais actualmente em funcionamento ou em construção são interferómetros de laser, como o LIGO, o LISA e o VIRGO. A conjugação da informação recolhida por todos estes instrumentos, situados em diferentes locais (Estados Unidos, Alemanha, Índia, Japão, Itália) permitirá filtrar melhor o ruído de fundo e fazer uma triangulação mais precisa de um evento, particularmente de um evento transiente (como a coalescência de um sistema binário). Até ao final da década de 2010 espera-se poder detectar anualmente centenas de eventos geradores de ondas gravitacionais.

Dois Corpos (Problema dos).

Efeito de Doppler. Deslocamento do comprimento de onda de uma onda vinda de uma fonte em movimento em relação ao observador. Quando a fonte se aproxima do observador a onda é comprimida e o comprimento de onda diminui (e a frequência aumenta), ocorrendo um deslocamento para o azul (o nome deve-se ao facto de, na luz visível, o deslocamento ser para a zona “azul” do espectro). Quando a fonte se afasta do observador o comprimento de onda aumenta, ocorrendo um deslocamento para o vermelho. Quanto maior o deslocamento, maior a velocidade da fonte. O estudo do efeito Doppler permite determinar a velocidade das estrelas da Via Láctea e se estas se estão a aproximar (deslocamento para o azul) ou a afastar (deslocamento para o vermelho) da Terra. Permite ainda identificar e caracterizar sistemas binários de estrelas. O efeito de Doppler toma o nome do físico e matemático austríaco Christian Andreas Doppler, que descobriu este efeito na década de 1840.

eLISA. Ver LISA.

Energia escura. Forma hipotética de energia que contraria a acção da gravidade e que constitui até 63,8% do universo. É vista por algumas teorias como uma nova versão da constante cosmológica. A energia escura foi proposta em 1998, para explicar o fenómeno de aceleração da expansão do universo. Foi sugerido que a energia escura é uma energia residual do espaço, que esteve sempre presente no universo, existindo mesmo em zonas desprovidas de matéria e de energia. De acordo com a mecânica quântica a energia escura é energia gerada pela constante formação e aniquilação de partículas. À medida que o universo se vai expandido a acção da energia escura foi tornando-se cada vez mais importante, enquanto a influência da atracção gravitacional diminui. O termo “energia escura” foi utilizado pela primeira vez em 1998 pelo cosmologista norte-americano Michael Turner.

Enxame de galáxias. Conjunto de galáxias mantido pela sua atracção gravitacional mútua. São os maiores objectos do universo, podendo ter até milhares de galáxias e um comprimento de milhares de anos-luz. Podem ser classificados quanto à sua morfologia, como regulares ou irregulares, ou quanto ao número de galáxias, como ricos ou pobres. Pensa-se que mais de 80% da matéria de um enxame de galáxias é matéria escura. Este facto explica a velocidade das galáxias nos enxames (demasiado rápidas para ser apenas explicado pela massa visível). A Via Láctea pertence a um pequeno enxame de galáxias pobre e irregular, chamado Grupo Local. Os dois enxames mais próximos do Grupo Local são o enxame de Virgo e o enxame de Coma.

Equações de Einstein. São as equações matemáticas que descrevem a interacção gravitacional segundo a teoria de Einstein. As equações de Einstein são geométricas, isto é, elas dizem como o espaço-tempo se curva na presença de matéria. 


Espaço-tempo. Estrutura geométrica unificada que integra três dimensões de espaço e uma de tempo. Pode ser descrito por um sistema de quatro coordenadas, três espaciais e uma temporal, que permite localizar qualquer objecto ou evento. Na relatividade geral a relação entre a matéria e/ou a energia e o espaço-tempo é descrita pelas equações de Einstein. Esta teoria considera que a matéria e a energia curvam o espaço-tempo (quanto maior a massa, maior a curvatura criada) e que a gravidade é resultado desta curvatura.

Estrela. Corpo celeste esférico, constituído principalmente por hidrogénio. Quase desde a sua formação uma estrela contraria o colapso gravítico através da pressão criada pela energia produzida pela fusão de hidrogénio, hélio e outros elementos (até ao ferro). Parte da energia de uma estrela é radiada para o exterior como radiação electromagnética e calor. A massa de uma estrela depende da quantidade de matéria disponível no momento da sua formação. Quanto maior a massa de uma estrela, mais rapidamente ela esgota o seu combustível e chega ao final do seu ciclo de vida. O que ocorre então depende da massa da estrela nesse momento. Se tiver menos de 1,4 massas solares (limite de Chandrasekhar) a estrela transforma-se numa anã branca. Se tiver entre 1,4 e 3 massas solares a estrela colapsa numa estrela de neutrões e se tiver mais de três massas solares colapsa num buraco negro. Para além da massa, as estrelas variam entre si no tamanho, temperatura, magnitude (brilho), cor e composição química. As estrelas podem ser classificadas pelo seu espectro de emissão, de azul a vermelho, como O, B, A, F, G, K, ou M. Outra classificação muito utilizada é a que recorre ao diagrama de Hertzsprung-Russell, um gráfico que descreve a luminosidade de uma estrela em função da sua temperatura. A maioria das estrelas conhecidas encontra-se agrupada numa “área” deste diagrama chamada sequência principal.

Estrela Binária. Ver sistema binário.

Estrela de neutrões. Estágio final de uma estrela com entre 8 e 20 massas solares, resultante de uma supernova de tipo II. A massa das estrelas de neutrões pode variar entre 1,4 e 3 massas solares, e podem ter de 10 a 25 km de diâmetro (a dimensão de uma grande cidade). A atracção gravitacional é contrariada pela pressão de degenerescência dos neutrões, tornando-a muito mais densa que uma anã branca e capaz de funcionar como uma lente gravitacional. Uma estrela de neutrões tem normalmente uma elevada velocidade angular (rotação), com um período que pode variar entre alguns milissegundos e alguns segundos, e um elevado campo magnético na ordem de 10E12 Gauss, muito, muito superior ao da Terra. O elevado grau de rotação resulta da conservação do momento angular que a estrela tinha antes de se tornar supernova. Estrelas de neutrões capazes de emitir radiação electromagnética são chamadas pulsares. Uma estrela de neutrões integrada num sistema binário poderá retirar matéria à sua companheira, formando um disco de acreção. A matéria adicionada flui para os pólos magnéticos da estrela, libertando energia sob a forma de raios-x. O termo estrela de neutrões foi usado pela primeira vez por dois astrónomos, o suíço Fritz Zwicky e o alemão Walter Baade em 1933, e baseia-se no facto de o colapso gravitacional forçar a combinação de protões e electrões para a formarem neutrões. A primeira estrela de neutrões, um pulsar, foi descoberta pela astrónoma britânica Jocelyn Bell Burnell em 1967.

Evento. Ponto descrito por um conjunto de coordenadas no espaço-tempo que representa uma realidade física observável no espaço e no tempo (por exemplo a posição em coordenadas cartesianas e o instante em que ocorreu: t,x,y,z). Também conhecido como acontecimento.

Galáxia. Conjunto de estrelas e outros corpos celestes, gás, poeira cósmica e matéria escura mantido pela sua atracção gravítica mútua. Uma galáxia tem, em média, um diâmetro de milhares de anos-luz e centenas de milhões de estrelas. A matéria escura contribui para a atracção gravitacional que mantem as estrelas movendo-se em torno do centro da galáxia. Actualmente pensa-se que nas galáxias maiores o centro é ocupado por um buraco negro supermassivo. Até ao início do século XX pensava-se que a Via Láctea era a única galáxia no universo. Na década de 1920 o astrónomo norte-americano Edwin Hubble demonstrou que existem muitas outras galáxias e que estas se estavam a afastar umas das outras, uma indicação da expansão do universo. Uma estimativa feita recorrendo ao telescópio espacial Hubble revelou que existem mais de 100 mil milhões de galáxias no universo observável. As galáxias organizam-se em grupos, chamados enxames de galáxias.

Geodésica. Linha de comprimento mais curto que une dois pontos de uma superfície curva. Na relatividade geral corresponde à trajectória de um corpo no espaço-tempo.

Grit. Acrónimo de “Gravitation in Técnico” (Gravitação no Técnico). É o nome do nosso grupo de investigação. Para saberes mais sobre nós e sobre o nosso trabalho vai à secção Quem Somos e não deixes de ler as Crónicas do Grit.

Gravidade. Fenómeno físico, observado ao longo de séculos, através do qual dois corpos de atraem, e por vezes responsável pelo movimento desses corpos. A gravitação explica é fenómeno pelo qual as coisas caem na Terra, e também a razão pela qual a Lua orbita em torno da Terra e a Terra em torno do Sol. A descrição matemática deste fenómeno por Newton fazia uso de forças, e descrevia a gravitação como sendo proporcional à massa de cada um dos corpos, e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre eles. Esta formulação foi dos grandes triunfos da Humanidade. Somente séculos mais tarde Einstein formulou a sua teoria da Relatividade Geral, que foi não só um salto conceptual, como uma melhoria em termos quantitativos.

Gravitação. Ver “Gravidade”.

Horizonte de eventos. Fronteira limite de uma região do espaço-tempo a partir do qual a acção gravitacional é tão grande que nem a luz (ou qualquer outro objecto) para lá dessa fronteira consegue escapar. Por esta razão nada que ocorra dentro do horizonte de eventos pode ser observado por ou influenciar um observador exterior. De acordo com a hipótese da censura cósmica o horizonte de eventos esconde a singularidade de um buraco negro. Também conhecido como horizonte de acontecimentos.

Inflação. Conjunto de modelos que propõem um crescimento exponencial do universo menos de um segundo após o Big Bang. Quando o universo tinha 10E-35 segundos e um tamanho muito inferior ao de um protão sofreu uma enorme expansão. Durante perto de 10E-30 segundos duplicou o seu tamanho perto de 100 vezes, tornando-se 10 iotas (10E25) vezes maior. Depois do período de inflação o universo continuou a expandir-se mas a uma taxa menor, denominada constante de Hubble. A inflação foi apresentada pelo físico teórico norte-americano Alan Guth em 1981 para explicar a não existência de monopólos magnéticos no universo. Mas também explica outras questões relevantes da cosmologia, como o Problema da Planura (o facto de o universo observável parecer plano) e o Problema do Horizonte. A inflação defende ainda que as pequenas variações de temperatura na radiação cosmológica de fundo resultaram de pequenas flutuações quânticas de densidade de massa, criadas antes do período de inflação. A inflação parece, em geral, estar de acordo com os dados obtidos pelas sondas WMAP e Planck.

Interferómetro. Instrumento que utiliza padrões de interferências de ondas para determinar comprimentos, distâncias, comprimentos de onda, índices de refracção de materiais transparentes e outras propriedades de forma precisa. A maioria dos detectores de ondas gravitacionais actualmente existentes ou em construção são interferómetros de Michelson. Um feixe de laser é dividido em dois feixes que percorrem caminhos perpendiculares entre si e são depois reflectidos e reunidos, formando de novo um feixe único. A passagem de uma onda gravitacional provoca uma variação no comprimento do percurso, que é diferente para cada feixe. O padrão de interferência do feixe de laser final consegue identificar a ocorrência destas variações com um intervalo inferior a 1 atómetro (10-18 m).

Lente gravitacional. Corpo celeste cuja posição relativa à Terra permite alterar a imagem de um corpo celeste mais distante, de uma forma semelhante a uma lente óptica. A trajectória da luz emitida pelo corpo celeste mais distante é alterada pela atracção gravitacional do corpo celeste, que actua como lente, de uma forma que depende directamente da massa e da posição relativa deste último. O efeito resultante pode ser uma imagem distorcida (incluindo alongamento e magnificação) ou, até, uma imagem múltipla do corpo celeste mais longínquo. Quando a Terra e outros dois corpos celestes se encontram perfeitamente alinhados, o corpo celeste mais distante aparece como um anel que rodeia o corpo celeste mais próximo, um efeito chamado anel de Einstein. O efeito de lente gravitacional permite determinar a massa do corpo celeste que actua como lente. Por esta razão tem sido utilizado para identificar zonas com matéria escura e calcular a sua massa. Também pode ser utilizado para identificar exoplanetas e outros MACHO. O efeito da lente gravitacional foi apresentado pela primeira vez em 1936, pelo físico alemão Albert Einstein.

LIGO. Acrónimo de “Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory” ou “Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferómetro Laser”. Sistema de detectores de ondas gravitacionais constituído por interferómetros de Michelson situados em duas instalações nos Estados Unidos da América. Hanford, em Washington, possui dois interferómetros, um com dois braços de 2 km de comprimento e outro com dois braços de 4 km de comprimento. Livingston, no Louisiana, tem um interferómetro com dois braços de 4 km de comprimento. Estes interferómetros têm capacidade para detectar ondas gravitacionais com uma frequência entre 10 e 10.000 Hz, que permitirá, em princípio, estudar a coalescência de sistemas binários de estrelas compactas. A existência das duas instalações permite descartar ruídos de fundo que sejam detectados apenas num dos detectores. Para além disso, foi criada uma parceria com o Virgo que irá permitir fazer a triangulação de eventos que originam ondas gravitacionais. Neste momento o LIGO está a ser actualizado, num projecto de colaboração envolvendo os Estados Unidos, a Alemanha e a Austrália. O Advanced LIGO deverá estar em pleno funcionamento antes de 2020. Foram ainda estabelecidos projecto de colaboração com o Virgo em Itália e com a Índia, para a construção de um detector de ondas gravitacionais, LIGO-Índia.

Limite de Chandrasekhar. Valor máximo de massa de uma anã branca estável, correspondente a perto de 1,4 massas solares (valor que pode variar ligeiramente, conforme o conteúdo metálico da estrela). Estrelas que no final do seu ciclo de vida tenham uma massa superior ao limite de Chandrasekhar tornam-se supernovas e colapsam, transformando-se em estrelas de neutrões ou em buracos negros. O nome é dado em honra ao astrofísico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar, que deduziu este valor no início da década de 1930, ao avaliar o valor máximo de massa que uma estrela pode ter que permita manter o equilíbrio entre a pressão da degenerescência electrónica e a acção gravítica.

LISA. Acrónimo de “Laser Interferometer Space Antenna” ou “Antena Espacial de Interferómetro Laser”. Sistema de detectores de ondas gravitacionais constituído por interferómetros de Michelson. Quando estiver em funcionamento será o primeiro detector de ondas gravitacionais no espaço, seguindo a mesma órbita que a Terra, sempre 20º atrás do planeta. É constituído por três satélites idênticos, formando os vértices de um triângulo equilátero com um comprimento de 5 milhões de km. Cada satélite emite um feixe laser para um dos outros dois satélites e recebe um feixe laser desses mesmos satélites, que é comparado com um laser de referência. Desta forma cada dois braços deste triângulo formam um interferómetro de Michelson. Este sistema tem capacidade para detectar ondas gravitacionais com uma frequência entre 0,0001Hz e 1,0 Hz, que permitirá, em princípio, estudar a coalescência de sistemas binários de buracos negros supermassivos. O LISA apresenta várias vantagens sobre os detectores de ondas gravitacionais terrestres. No espaço o ruído de fundo é consideravelmente menor porque não existem fontes de perturbação terrestres. O tamanho dos braços pode ser muito maior, porque não é constrangido pela curvatura da Terra. Finalmente o LISA consegue detectar frequências muito mais baixas, permitindo estudar a coalescência de buracos negros supermassivos. O LISA foi um projecto conjunto da NASA da ESA até à saída da NASA em 2011. Nessa altura o projecto foi reestruturado e recebeu um novo nome, eLISA (Evolved LISA).

Massa solar. Unidade de massa equivalente à massa do Sol (sensivelmente 1,9984 x 1030 kg), muito utilizada em astronomia e astrofísica para indicar a massa de outros corpos celestes.

Matéria escura. Matéria hipotética que não emite nem reflecte radiação electromagnética, mas que pode ser detectada indirectamente pelo seu efeito gravitacional sobre outros corpos celestes e sobre as galáxias. Actualmente pensa-se que constitui até 26,8% de toda a matéria existente no universo. Perto de 20% da matéria escura é constituída por MACHO (isto é, objectivos muito massivos mas escuros, como por exemplo buracos negros ou estrelas de neutrões). Outros candidatos são os WIMP. A existência de matéria escura foi proposta em 1933, pelo astrónomo suíço Fritz Zwicky, para explicar a estrutura e a organização do enxame de galáxias Coma. A matéria escura também explica a curva de rotação das galáxias (a distribuição das velocidades angulares das estrelas em função da sua distância ao centro da galáxia), que depende da quantidade e distribuição de massa neste corpo celeste. Tal como acontece com os planetas no sistema solar, seria esperado que quanto mais longe estivesse uma estrela do centro de uma galáxia menor a sua velocidade. Mas a velocidade das estrelas que não estão muito próximas do centro da galáxia é semelhante, independente da sua posição. Por isso, na década de 1970, foi proposto que pelo menos três quartos da massa de uma galáxia é matéria escura.

Mecânica Quântica.