Física

Pulsar de Hulse e Taylor: a órbita que encolhe e a prova indireta das ondas gravitacionais

Publicado em 13/10/2026 · Última alteração em 13/10/2026

Assuntos: Estrelas

Em 1974, Hulse e Taylor descobriram em Arecibo um pulsar que orbita outra estrela de nêutrons em menos de oito horas. Medindo o período orbital por décadas, viu-se que ele diminui cerca de 75 milionésimos de segundo por ano, no ritmo que a relatividade geral prevê para a perda de energia em ondas gravitacionais: a razão entre o medido e o previsto é 0,9983 ± 0,0016. É uma prova indireta: nenhuma onda foi captada desse sistema.

Um pulsar é uma estrela de nêutrons que gira e lança um feixe de ondas de rádio; o intervalo entre os pulsos funciona como um relógio de grande precisão. No PSR B1913+16, o primeiro pulsar binário descoberto, esse relógio orbita outro astro: o período aparente dos pulsos varia por efeito Doppler, e dessa variação se deduz a órbita. A relatividade geral prevê que corpos em órbita irradiem ondas gravitacionais, perdendo energia, e que a órbita encolha. Nesse par, duas estrelas de nêutrons de massa próxima à do Sol giram a uma distância de poucas vezes a da Lua à Terra, o que torna o efeito mensurável. A descoberta dos pulsares e os pulsares de milissegundo têm posts próprios.

Mais rápido que Mercúrio

O periastro, ponto da órbita em que as duas estrelas ficam mais próximas, gira cerca de 4 graus por ano. O periélio de Mercúrio avança 43 segundos de arco por século. Por isso esse par virou um laboratório da relatividade fora do Sistema Solar.

Um relógio que orbita e entrega a órbita

Os pulsos chegam à Terra com o intervalo esticado ou encolhido pelo movimento orbital, o efeito Doppler. Seguindo essa variação por anos, a equipe de Arecibo obteve a velocidade, o período e a forma da órbita, que tem menos de oito horas e é bem excêntrica. Os dois astros são estrelas de nêutrons de cerca de 1,4 massa solar cada uma.

Pesar as estrelas e prever o encolhimento

O avanço do periastro e um atraso de relógio, ambos relativísticos, deixam só as duas massas como incógnitas, e o ajuste dá 1,438 e 1,390 massa solar. Com elas, o ritmo de perda de energia por ondas gravitacionais fica determinado, sem parâmetro livre para ajustar. A previsão sai dos mesmos tempos de chegada, e a conta só vale se a relatividade geral descrever bem o sistema.

Do primeiro relato à razão de 0,9983

O encurtamento foi relatado em 1978, e em 1993 já concordava com a teoria em cerca de meio por cento. A análise de 2010 chegou a 0,997 ± 0,002, uma diferença de 1,8 sigma em relação à relatividade; a de 2016, com parâmetros galácticos novos, a 0,9983 ± 0,0016. Segundo o artigo, a melhora veio sobretudo dos novos parâmetros galácticos, usados na correção do decaimento.

O que a prova indireta não é

Ninguém captou ondas desse par. O que se mediu foi a perda de energia orbital, e a interpretação como radiação gravitacional vem da relatividade geral. Pulsares com anã branca de companheira já restringem teorias alternativas melhor que este. A detecção direta, com o LIGO, é outro método e foi premiada em 2017.

Como sabemos

Os números centrais vêm do artigo de 2016 lido por inteiro e do comunicado do Nobel de 1993, com dois estudos independentes de análise e uma prova declarada como indireta.

• Fato estabelecido: O pulsar binário foi descoberto em 1974 por Russell Hulse e Joseph Taylor com o radiotelescópio de 300 m de Arecibo, e os dois dividiram o Nobel de Física de 1993. [2] Press release, Gravity investigated with a binary pulsar [3] Summary
  Contexto: Descoberta em busca sistemática de pulsares, feita por Taylor e seu estudante Hulse. · Conferida na fonte (página institucional), conferência automatizada
• Fato estabelecido: O sistema é formado por duas estrelas de nêutrons, uma delas observada como pulsar, em órbita muito apertada e muito excêntrica, com período de menos de oito horas e separação de poucas vezes a distância entre a Terra e a Lua. [1] 1. Introduction [2] Press release, Gravity investigated with a binary pulsar
  Contexto: PSR B1913+16, também chamado PSR J1915+1606. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: A variação periódica do período aparente dos pulsos, por efeito Doppler, mostrou que o pulsar se move numa órbita e portanto tem um companheiro; a análise atual usa 9257 tempos de chegada de pulsos medidos em Arecibo. [1] Resumo [2] Press release, The discovery of the binary pulsar
  Contexto: Tempos de chegada de pulsos medidos em Arecibo entre 1981 e 2012. · Limitações: O texto da fonte cita 9257 tempos de chegada no resumo e 9309 na conclusão; usamos o valor do resumo. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: As massas do pulsar e da companheira, obtidas pelo ajuste relativístico dos tempos de chegada, são 1,438 e 1,390 massa solar, ambas com incerteza de 0,001. [1] Resumo [5] Resumo
  Contexto: Valores de 2016; a análise de 2010 dava 1,4398 e 1,3886. · Limitações: As massas dependem da própria relatividade geral, que fornece as equações usadas no ajuste. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: O periastro do pulsar avança a um ritmo cerca de 35.000 vezes o do periélio de Mercúrio: são 4 graus por ano contra 43 segundos de arco por século. [5] 1. Introduction [2] Press release, The discovery of the binary pulsar
  Contexto: Período orbital de menos de oito horas, velocidade orbital quase cinco vezes a de Mercúrio, segundo o comunicado do Nobel. · Limitações: Os 43 segundos de arco por século são do mesmo comunicado e valem para a parte relativística do avanço do periélio de Mercúrio. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Teoria científica: A relatividade geral prevê que o sistema perca energia emitindo ondas gravitacionais, de modo parecido com o que um sistema de cargas elétricas em movimento faz com ondas eletromagnéticas, e que a órbita decaia à medida que a energia orbital é irradiada. [2] Press release, Gravity investigated with a binary pulsar [1] 5.1. Gravitational Radiation Emission
  Contexto: Previsão da teoria de Einstein, com cálculo para o sistema de dois corpos em órbita elíptica (Peters e Mathews, 1963, citados por f1). · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: O período orbital do sistema está diminuindo, as duas estrelas giram cada vez mais depressa uma em torno da outra, a uma taxa de cerca de 75 milionésimos de segundo por ano. [2] Press release, Demonstration of gravitational waves
  Contexto: Valor citado em 1993. · Limitações: Cálculo nosso, só para conferir: a taxa de 2016, (−2,398 ± 0,004) × 10^-12 s por s (f1), vezes 3,156 × 10^7 s por ano, dá cerca de 76 microssegundos por ano. · Conferida na fonte (página institucional), conferência automatizada
• Fato estabelecido: O primeiro relato do encurtamento da órbita foi feito pela equipe de Taylor no fim de 1978, quatro anos depois da descoberta do pulsar binário. [2] Press release, Demonstration of gravitational waves
  Contexto: Cronologia do comunicado do Nobel de 1993. · Conferida na fonte (página institucional), conferência automatizada
• Evidência forte: A razão entre o decaimento orbital observado, corrigido por um termo cinemático, e o previsto pela relatividade geral é 0,9983 ± 0,0016; em 1993 a concordância era de cerca de meio por cento. [1] Resumo [2] Press release, Demonstration of gravitational waves
  Contexto: Dados de cronometragem de 1974 a 2012 para o valor de 2016. · Limitações: O termo cinemático corrige a aceleração relativa entre o Sistema Solar e o sistema binário na Galáxia. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: A correção pela aceleração relativa na Galáxia entra no cálculo, e a mudança dos parâmetros galácticos foi o principal motivo de a razão passar de 0,997 ± 0,002, em 2010, para 0,9983 ± 0,0016, em 2016. [1] 5.1. Gravitational Radiation Emission [5] Resumo
  Contexto: A correção de 2016 é cerca de 0,025 × 10^-12 em um decaimento de cerca de 2,4 × 10^-12. · Limitações: A fonte diz que, em 2010, a diferença era de 1,8 sigma em relação à relatividade; a incerteza restante vem sobretudo da distância ao pulsar. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: O acordo entre o decaimento medido e o previsto é uma prova indireta da existência de ondas gravitacionais, não uma detecção das ondas. [2] Press release, Demonstration of gravitational waves [5] Resumo
  Contexto: A inferência liga a perda de energia orbital à emissão de ondas, segundo a relatividade geral. · Limitações: A palavra prova vale para a emissão de radiação gravitacional com a intensidade prevista pela relatividade geral; não é uma observação das ondas. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: A radiação emitida por esse sistema é fraca demais para ser observada na Terra, e em 1993 o comunicado do Nobel esperava a detecção direta só no século seguinte. [2] Press release, Demonstration of gravitational waves
  Contexto: Estado da técnica em 1993. · Conferida na fonte (página institucional), conferência automatizada
• Fato estabelecido: O resultado exclui grandes regiões do espaço de parâmetros de teorias escalar-tensoriais plausíveis, mas outros pulsares, com uma anã branca de companheira, já restringem essas alternativas melhor que o PSR B1913+16. [1] 5.1. Gravitational Radiation Emission
  Contexto: Teorias escalar-tensoriais são alternativas à relatividade geral. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: A observação direta de ondas gravitacionais, com o detector LIGO, foi premiada com o Nobel de Física de 2017. [4] Summary
  Contexto: Prêmio de 2017 a Rainer Weiss, Barry Barish e Kip Thorne; a detecção direta tem tratamento próprio. · Conferida na fonte (página institucional), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Com sete grandezas independentes medidas, a dinâmica do sistema fica determinada dentro de uma teoria; cada medida extra, como o decaimento orbital, é um teste independente da gravitação relativística em campo forte. [1] 5.1, nota de rodapé 6
  Contexto: Campo forte: dois objetos compactos em órbita apertada. · Limitações: A fonte descreve o teste do decaimento orbital como misto, por combinar efeito radiativo com grandezas quase estáticas. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada

Fontes

1. The Astrophysical Journal (preprint arXiv) — Relativistic Measurements from Timing the Binary Pulsar PSR B1913+16
   Weisberg, J. M.; Huang, Y. · 2016 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
2. Royal Swedish Academy of Sciences / NobelPrize.org — Press release: The 1993 Nobel Prize in Physics
   Royal Swedish Academy of Sciences · 1993-10-13 · Documento institucional · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
3. Nobel Foundation / NobelPrize.org — The Nobel Prize in Physics 1993
   Nobel Prize Outreach · 1993 · Documento institucional · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
4. Nobel Foundation / NobelPrize.org — The Nobel Prize in Physics 2017
   Nobel Prize Outreach · 2017 · Documento institucional · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
5. The Astrophysical Journal (preprint arXiv) — Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913+16
   Weisberg, J. M.; Nice, D. J.; Taylor, J. H. · 2010 · Artigo científico original · lido só o resumo · consultada em 13/10/2026

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