The Virgo Collaboration (13 April 2012). «Advanced Virgo Technical Design Report VIR–0128A–12» (PDF). Cópia arquivada (PDF) em 4 October 2017  Verifique data em: |arquivodata=, |data= (ajuda)

Virgo

Vista aérea do Virgo
Tipo	Colaboração científica internacional
Fundação	1993
Propósito	Detecção de ondas gravitacionais
Sede	European Gravitational Observatory - Santo Stefano a Macerata, Cascina, Itália
Membros	Cerca de 940 pessoas participam na Colaboração Virgo
Orçamento	11.5 milhões de euros in 2023
Filiação	LVK (colaboração LIGO-Virgo-KAGRA)
Porta-voz	Gianluca Gemme
Website	www.virgo-gw.eu

O interferômetro Virgo é um instrumento científico de grande escala próximo a Pisa, Itália, projetado para detectar ondas gravitacionais. O detector é um interferômetro de Michelson, capaz de detectar as minúsculas variações de comprimento em seus dois braços de 3km induzidas pela passagem das ondas gravitacionais. A precisão necessária é alcançada por meio de diversos sistemas que o isolam do mundo exterior, incluindo manter seus espelhos e instrumentação em vácuo ultra-alto e suspensos por sistemas complexos de pêndulos.

Entre os períodos de observação, o detector é aprimorado para aumentar sua sensibilidade. As campanhas de observação são realizadas em colaboração com outros detectores similares, incluindo os dois Observatórios de Ondas Gravitacionais por Interferômetro Laser (LIGO) nos Estados Unidos e o Detector de Ondas Gravitacionais Kamioka, no Japão (KAGRA), pois a cooperação entre vários detectores é essencial para detectar ondas gravitacionais e localizar sua origem.

O Virgo foi concebido e construído quando as ondas gravitacionais eram apenas uma previsão da relatividade geral. O projeto, nomeado em homenagem ao aglomerado de galáxias de Virgem,^[1] foi aprovado em 1992 e teve sua construção concluída em 2003. Após vários anos sem detecções, o Virgo foi desligado em 2011 para receber atualizações no projeto Advanced Virgo. Em 2015, a primeira observação de ondas gravitacionais foi feita pelos dois detectores LIGO, enquanto o Virgo ainda estava em atualização. O Virgo retomou as observações no início de agosto de 2017, realizando sua primeira detecção em 14 de agosto (junto com os detectores LIGO); isso foi rapidamente seguido pela detecção da onda gravitacional GW170817, a única também observada com métodos clássicos (ópticos, raios gama, raios X e rádio) até 2024.^[2]

O Virgo é hospedado pelo Observatório Gravitacional Europeu (EGO), um consórcio fundado pelo Centro Nacional de Pesquisa Científica (CNRS) da França e pelo Instituto Nacional de Física Nuclear (INFN) da Itália.^[3] A Colaboração Virgo mais ampla, reunindo 940 membros de 20 países,^[4] opera o detector, e define a estratégia e a política para seu uso e atualizações. As colaborações LIGO e Virgo compartilham seus dados desde 2007, e com o KAGRA desde 2019, formando a colaboração LIGO-Virgo-KAGRA (LVK).^[5]

O interferômetro Virgo é administrado pelo consórcio Observatório Gravitacional Europeu (EGO), criado em dezembro de 2000 pelo Centro Nacional de Pesquisa Científica (CNRS) e pelo Instituto Nacional de Física Nuclear (INFN).^[6] O Nikhef, o Instituto Holandês de Física Nuclear e de Altas Energias, mais tarde juntou-se como observador e tornou-se membro pleno em 2021.^[7] Instituições da Polônia, Espanha e Bélgica aderiram ao EGO como observadores em 2023,^[8] com a FWO belga e o FNRS tornando-se membros plenos em 2025.^[9] O EGO é responsável pelo local do Virgo e assegura seu comissionamento, manutenção, operação e atualizações. Por metonímia, o próprio local às vezes é chamado de EGO, pois o consórcio está sediado lá. Um dos objetivos do EGO é promover a pesquisa sobre gravidade na Europa. Entre 2018 e 2024, o orçamento do EGO variou entre 9 e 11,5 milhões de euros por ano, empregando cerca de 60 pessoas.^[10]

A Colaboração Virgo consiste em todos os pesquisadores que trabalham em vários aspectos do detector. Cerca de 940 membros, representando 165 instituições em 20 países, faziam parte da Colaboração até dezembro de 2024.^[11][12] Isso inclui instituições na França, Itália, Países Baixos, Polônia, Espanha, Bélgica, Alemanha, Hungria, Portugal, Grécia, Tchéquia, Dinamarca, Irlanda, Mônaco, Suíça, Brasil, Burkina Faso, China, Israel, Japão e Coreia do Sul.^[12]

A Colaboração Virgo faz parte da grande Colaboração LIGO-Virgo-KAGRA (LVK), que reúne cientistas dos principais experimentos de ondas gravitacionais para analisar os dados conjuntamente; isso é crucial para a detecção de ondas gravitacionais.^[13][14] A LVK começou em 2007^[5] como a Colaboração LIGO-Virgo, e foi expandida quando o KAGRA se juntou em 2019.^[15][16]

O Virgo foi projetado para buscar ondas gravitacionais emitidas por fontes astrofísicas em todo o universo, que podem ser classificadas em três tipos:^[18]

• Fontes transitórias, que são objetos detectáveis apenas por um curto período. As principais fontes nesta categoria são coalescências compactas binárias (CBC) de buracos negros binários (ou estrelas de nêutrons) em fusão, emitindo um sinal que cresce rapidamente e que só se torna detectável nos últimos segundos antes da fusão. Outras possíveis fontes de ondas gravitacionais de curta duração são supernovas, instabilidades em objetos astrofísicos compactos ou fontes exóticas como cordas cósmicas.
• Fontes contínuas, que emitem um sinal observável por um longo período de tempo. Os principais candidatos são estrelas de nêutrons de rotação rápida (pulsares), que podem emitir ondas gravitacionais se não forem perfeitamente esféricas (por exemplo, se houver pequenas “montanhas” em sua superfície).
• Fundos estocásticos, um tipo de sinal geralmente contínuo e difundido por grandes regiões do céu, em vez de vir de uma única fonte. Pode ser composto por um grande número de fontes indistinguíveis das categorias acima ou se originar nos primeiros momentos do universo.

A detecção de ondas gravitacionais dessas fontes é uma nova maneira de observá-las (frequentemente trazendo informações diferentes dos métodos clássicos, como telescópios) e de investigar propriedades fundamentais da gravidade, como a polarização das ondas gravitacionais,^[19] possíveis efeitos de lente gravitacional,^[20] ou a verificação de que os sinais observados estão corretamente descritos pela relatividade geral.^[21] A detecção de ondas gravitacionais também oferece uma forma de medir a constante de Hubble.^[22]

O projeto Virgo foi aprovado em 1992 pelo CRNS, da França, e, em 1993, recebeu aprovação do INFN, da Itália. A construção do interferômetro iniciou-se em 1996, na localidade de Santo Stefano a Macerata, em Cascina,^[23] próxima à cidade de Pisa, na Itália, sendo concluída em 2003. Após a realização de diversas campanhas de observação sem a detecção de ondas gravitacionais, o sistema foi desativado em 2011 para uma série de atualizações, no âmbito do projeto Advanced Virgo. As operações científicas foram retomadas em 2017, e, pouco tempo depois, ocorreram as primeiras detecções de ondas gravitacionais, realizadas em colaboração com os detectores do LIGO.^[24]

A existência das ondas gravitacionais foi prevista por Albert Einstein em 1916, como uma consequência da Teoria da Relatividade Geral.^[25] No entanto, os primeiros esforços experimentais para a detecção direta dessas ondas só começaram no final da década de 1960.^[26] O pioneiro nesse campo foi Joseph Weber,^[27] com o desenvolvimento dos primeiros detectores conhecidos como barras de Weber. Embora esses dispositivos fossem teoricamente capazes de detectar ondas gravitacionais, nenhum experimento com tal tecnologia obteve sucesso. Ainda assim, esses esforços iniciais desempenharam um papel fundamental ao estimular a formação de grupos de pesquisa dedicados ao estudo das ondas gravitacionais.^[28]

A proposta de utilização de grandes interferômetros como detectores começou a ganhar aceitação científica no início da década de 1980. Nesse contexto, o projeto Virgo foi concebido em 1985, a partir da colaboração entre o físico italiano Adalberto Giazotto e o físico francês Alain Brillet, após um encontro em Roma. Um dos principais diferenciais do projeto Virgo, em relação a outras iniciativas da época, era seu foco na detecção de ondas gravitacionais em baixas frequências (em torno de 10 Hz), enquanto a maioria dos projetos então existentes concentrava-se em faixas de altas frequências (cerca de 500 Hz). Naquele período, a possibilidade de observações em baixas frequências era amplamente questionada pela comunidade científica. Ainda assim, França e Itália seguiram com o desenvolvimento do projeto^[29], que foi oficialmente proposto em 1987.^[30] O nome Virgo foi adotado logo em seguida, fazendo referência ao aglomerado de galáxias de mesmo nome, simbolizando o objetivo do projeto de detectar ondas gravitacionais provenientes de fontes extragalácticas.^[29] Após a aprovação oficial pelo CNRS e INFN, a construção do interferômetro foi iniciada em 1996, com a meta de começar as observações em 2000.^[31]

O objetivo primário do projeto Virgo era a detecção direta das ondas gravitacionais, cuja existência já havia sido evidenciada de forma indireta pelo estudo de três décadas do pulsar binário PSR 1913+16. Nesse pulsar binário, o decréscimo observado no período orbital estava em conformidade com a hipótese de perda de energia por emissão de ondas gravitacionais.^[32]

O interferômetro Virgo foi construído, comissionado e operado pela primeira vez ao longo da década de 2000, atingindo a sensibilidade projetada para essa fase inicial. Esses resultados validaram as escolhas de design e demonstraram o potencial dos interferômetros de grande escala como instrumentos promissores para a detecção de ondas gravitacionais em uma ampla faixa de frequências.^{[33] [34]} Esta etapa do projeto é frequentemente referida como "Virgo Inicial" ou "Virgo Original".^[35][36]

A construção do detector foi concluída em junho de 2003.^[37] Entre os anos de 2007 e 2011, foram realizados diversos períodos de coleta de dados científicos, após quatro anos de comissionamento.^[38][39] Algumas dessas campanhas foram conduzidas de forma coordenada com os dois detectores do LIGO, localizados em Hanford (Washington) e Livingston (Louisiana), nos Estados Unidos.^[40] Em 2010, o sistema foi temporariamente desativado para a realização de melhorias na suspensão dos espelhos. Os cabos de aço originalmente utilizados foram substituídos por fibras de vidro, com o objetivo de reduzir os ruídos térmicos.^[41] Apesar da significativa melhoria na qualidade do sistema e da realização de novos períodos de coleta de dados com a configuração aprimorada, não foram observadas ondas gravitacionais durante essa fase. Em setembro de 2011, o detector foi desativado para dar início à instalção do Advanced Virgo.^[42]

O projeto Advanced Virgo foi desenvolvido com o objetivo principal de aumentar a sensibilidade (e a distância a que um sinal pode ser detetado) por um fator de 10, permitindo a ampliação do volume observável do universo por um fator de mil e tornando mais provável a detecção de ondas gravitacionais.^[29][43] O aprimoramento do sistema foi viabilizado tanto pela experiência adquirida com o Virgo Inicial quanto pelos avanços tecnológicos.^[43]

Embora a infraestrutura de vácuo do interferômetro tenha sido mantida, o resto do interferômetro foi modernizado. Quatro bombas criogênicas adicionais foram instaladas nas extremidades de cada braço para capturar partículas residuais provenientes das torres dos espelhos. Os espelhos principais passaram a ter uma maior dimensão, com um diâmetro de 35 cm e massa de 40 kg, e o seu desempenho óptico foi aprimorado. Os elementos ópticos utilizados para controle do interferômetro foram reposicionados em montagens suspensas sob vácuo e um sistema de óptica adaptativa foi incorporado para correção in situ das aberrações ópticas dos espelhos. No projeto original, previa-se que a potência do laser atingisse 200 W em sua configuração final.^[44]

O processo de comissionamento do Virgo Avançado teve início em 2016, e o detector foi integrado à rede de observação conjunta com os dois interferômetros do LIGO (que já haviam passado por melhorias semelhantes com o Advanced LIGO e fizeram sua primeira detecção em 2015) em 1 de agosto de 2017. Os períodos de observação na era dos detectores avançados são planeados pela colaboração LVK com o objectivo de maximizar o tempo de observação com vários detectores, e são denominadas O1 a O5. O Virgo começou a participar perto do final do período O2. O LIGO e o Virgo detectaram o sinal GW170814 em 14 de agosto de 2017, o qual foi anunciado publicamente em 27 de setembro do mesmo ano. Este evento representou a primeira detecção de uma fusão de buracos negros binários observada simultaneamente pelos detectores LIGO e Virgo, sendo também a primeira detecção do Virgo.^[45][46]

O evento GW170817 foi detectado pelo LIGO e o Virgo em 17 de agosto de 2017. O sinal, produzido nos minutos finais de duas estrelas de nêutrons a espiralar cada vez mais perto uma da outra e fundirem, foi a primeira fusão de um sistema binário de estrelas de neutrões observada e a primeira observação através de ondas gravitacionais confirmada por métodos não-gravitacionais. A explosão de raios gama associada também foi detectada, e subsequentes observações ópticas identificaram a kilonova correspondente ao fenômeno.^[2][47]

Após novas atualizações, o Virgo Avançado participou do terceiro período de observação (O3), iniciado em abril de 2019. Embora inicialmente planejado para durar um ano,^[48] o período foi encerrado prematuramente em 27 de março de 2020 devido à pandemia de COVID-19.^[49]

As melhorias subsequentes ao O3 integram o programa Advanced Virgo+, estruturado em duas fases: a primeira implementada antes do início do período O4, e a segunda prevista para anteceder o período O5. A primeira fase concentrou-se na redução do ruído quântico, por meio da introdução de um laser de maior potência, melhorias na compressão de luz já adotadas no O3 e na aplicação da técnica de reciclagem de sinal; adicionalmente, foram instalados sensores sísmicos em torno dos espelhos. A segunda fase do programa Advanced Virgo+ visa a redução do ruído térmico nos espelhos modificando a geometria do feixe laser para aumentar seu diâmetro nos espelhos (distribuindo a energia em uma área maior e, consequentemente, reduzindo a temperatura) e melhorando o revestimento dos espelhos; os novos espelhos apresentarão dimensões maiores, o sistema de suspensão será melhorado. Melhorias adicionais para mitigação do ruído quântico também estão planejadas nessa etapa, com base nos avanços da fase anterior.^[50]

O quarto período de observação (O4) foi originalmente agendado para começar em maio de 2023, com duração prevista de 20 meses, incluindo uma pausa técnica de até dois meses para comissionamento.^[51] No entanto, em 11 de maio de 2023, a colaboração Virgo anunciou que não participaria do início do O4, uma vez que o detector não apresentava estabilidade suficiente para alcançar a sensibilidade projetada, além da necessidade de substituição de um dos espelhos, o que exigiu várias semanas de trabalho.^[52] Consequentemente, o Virgo não integrou a primeira parte do O4 (denominada O4a, que se estendeu até 16 de janeiro de 2024), alcançando um pico de sensibilidade de apenas 45 Mpc — inferior à faixa inicialmente estimada entre 80 e 115 Mpc. O interferômetro retomou sua operação no segundo segmento do O4 (O4b), iniciado em 10 de abril de 2024, com sensibilidade variando entre 50 e 55 Mpc. Em junho de 2024, foi anunciado que a campanha de observação O4 duraria até 9 de junho de 2025, para permitir uma preparação adicional para as atualizações do O5. O cronograma foi revisado novamente em janeiro de 2025, com uma pausa adicional de dois meses a partir de abril de 2025 e uma extensão da campanha até 7 de outubro de 2025 para compensar o tempo perdido. Em junho de 2025, a campanha foi estendida ainda mais, até 18 de novembro de 2025, permitindo observações que coincidem com o início das operações do Observatório Vera Rubin. Essas três extensões da campanha são designadas como O4c (que começou oficialmente em 28 de janeiro de 2025).^[51][53]

O detector VIRGO será novamente desativado ao término do período de observação O4, com o objetivo de implementar novas melhorias técnicas, incluindo o aperfeiçoamento dos revestimentos ópticos dos espelhos. O início do quinto período de observação (O5) está previsto para ocorrer por volta do final de 2027. A sensibilidade alvo inicialmente estabelecida para o Virgo, na faixa de 150–260 Mpc, está sendo reavaliada com base no desempenho observado ao longo do O4. Espera-se que as definições finais para a participação do detector no O5 sejam anunciadas na primeira metade de 2025.^[51]

Até o momento, não foram divulgados planos oficiais para o futuro das instalações do Virgo após a conclusão do O5, embora propostas para o aprimoramento do detector já tenham sido apresentadas. As perspectivas atuais da colaboração científica estão agrupadas sob o projeto denominado Virgo_nEXT.^[54]

No contexto da teoria da relatividade geral, as ondas gravitacionais correspondem a perturbações do espaço-tempo que se propagam à velocidade da luz. Tais perturbações promovem pequenas deformações na geometria espaço-temporal, alterando, ainda que de forma extremamente sutil, as distâncias entre corpos e o caminho percorrido pela luz. A detecção dessas ondas pode ser realizada por meio de um interferômetro de Michelson, no qual um feixe de laser é dividido em dois subfeixes que percorrem braços ortogonais, refletido em espelhos situados nas extremidades de cada braço. A passagem de uma onda gravitacional modifica diferencialmente o comprimento efetivo desses braços, resultando em variações relativas no tempo de percurso dos feixes de luz. Ao serem recombinados, essas variações geram padrões de interferência que são detectados por um fotodiodo, permitindo a inferência da presença da onda gravitacional. Devido à amplitude extremamente reduzida dessas perturbações, a operação eficiente do interferômetro requer altíssima precisão na posição dos espelhos, estabilidade do laser, acurácia dos sistemas de detecção e rigoroso isolamento contra fontes externas de ruído, como vibrações sísmicas, flutuações térmicas e interferências acústicas.^[56]

O laser, que é a fonte luminosa do sistema interferométrico, deve apresentar elevada potência óptica, bem como alta estabilidade em frequência e amplitude.^[57] Para atender a essas exigências, o feixe luminoso é inicialmente gerado por um laser de baixa potência com excelente estabilidade,^[58] sendo posteriormente amplificado por sucessivos estágios, que aumentam a sua potência por um fator de 100. Na configuração final do detector Virgo inicial, a potência de saída alcançava 50 watts (W). Com as atualizações implementadas no Advanced Virgo, esse valor foi elevado para 100 W durante o terceiro período de observação (O3), sendo projetado para atingir 130 W no início do quarto período (O4).^[50] No sistema original, adotava-se um sistema primário-secundário, em que um laser primário Nd:YAG estabilizava um laser secundário Nd:YVO4 ^[37] de alta potência. No projeto Advanced Virgo, optou-se pela utilização de um laser de fibra, com amplificação baseada em fibras ópticas, conferindo maior robustez ao sistema. A configuração final prevê ainda a combinação coerente de feixes provenientes de dois lasers independentes para alcançar a potência requerida.^[44]:87[59] Em todas as versões, o comprimento de onda do laser utilizado é de 1064 nanômetros.^[50]

O feixe amplificado é posteriormente direcionado ao interferômetro por meio do sistema de injeção óptica, responsável por estabilizar suas características espaciais e temporais, ajustar sua potência e garantir o acoplamento preciso ao interferômetro. Esse sistema inclui um limpador do modo de entrada (do inglês input mode cleaner), uma cavidade óptica com 140 metros de comprimento, projetada para filtrar ruídos de frequência, suprimir modos transversais indesejados e mitigar desalinhamentos ópticos, um isolador de Faraday, que previne o retorno de luz retroespalhada ao laser, e um telescópio de acoplamento (mode-matching telescope), que ajusta o perfil e o diâmetro do feixe antes da sua entrada na cavidade principal do interferômetro.^[44]:93-96

Os espelhos presentes em cada braço do interferômetro são os componentes ópticos cruciais para o desempenho do sistema. O interferômetro Virgo é constituído por dois espelhos nas extremidades dos braços de 3 km de comprimento, e dois espelhos de entrada, posicionados próximo ao início dos braços. Esses espelhos, em conjunto, formam uma cavidade óptica ressonante em cada braço, onde a luz realiza múltiplas reflexões antes de retornar ao divisor de feixe. Esse processo maximiza o efeito do sinal ao longo do caminho do laser^[60] e permite o aumento da potência de luz que circula nos braços do interferômetro. Os espelhos utilizados no Virgo possuem forma cilíndrica, com 35 cm de diâmetro e 20 cm de espessura,^[44]:173 sendo fabricados a partir de vidro de extrema pureza.^[61] Durante o processo de fabricação, as superfícies dos espelhos são polidas até o nível atômico, a fim de minimizar a dispersão da luz e reduzir as perdas associadas^[62]. Após essa etapa, uma camada refletiva é aplicada (um refletor de Bragg depositado por pulverização catódica por feixe de íons^[28]). Nos espelhos das extremidades, as perdas de reflexão são extremamente baixas, com valores inferiores a 0,002% por reflexão, o que garante a eficiência do sistema.^[63]

O design final do interferômetro inclui também dois espelhos adicionais, que desempenham funções complementares para otimizar a operação do sistema:

• Espelho de reciclagem de potência (power-recycling mirror): posicionado entre o laser e o divisor de feixe. Como a maior parte da luz é refletida em direção ao laser após retornar ao divisor de feixe, esse espelho reinjeta a luz no interferômetro principal e aumenta a potência nos braços.
• Espelho de reciclagem de sinal (signal-recycling mirror): localizado na saída do interferômetro, este espelho re-injeta uma parte do sinal de volta ao sistema (a transmissão projetada desse espelho é de 40%), formando uma nova cavidade óptica. Ajustes finos em sua posição permitem reduzir o ruído quântico em determinadas faixas de frequência, enquanto aumentam-no em outras. Essa capacidade de ajuste permite a sintonia do interferômetro para certas frequências. Está previsto o uso de uma configuração de banda larga, diminuindo o ruído em frequências altas e baixas e aumentando-o em frequências intermediárias. A diminuição do ruído em frequências altas é especialmente importante para a observação de sinais pouco antes e após a fusão de objetos compactos.^[50][28]

Para mitigar os efeitos do ruído sísmico, que pode propagar-se até os espelhos e gerar vibrações que obscurecem potenciais sinais de ondas gravitacionais, os espelhos estão suspensos por um sistema complexo. Os espelhos principais do interferômetro são sustentados por quatro finas fibras de sílica,^[65] que estão conectadas a um conjunto de super atenuadores. Esses super atenuadores, com aproximadamente 8 metros de altura, operam em vácuo.^[66] Os superatenuadores limitam as perturbações do espelho e permitem que a posição e a orientação do espelho sejam precisamente direcionadas. Além disso, os componentes do sistema de injeção óptica, responsáveis por moldar o feixe de laser, e as bancadas ópticas que abrigam os dispositivos de detecção de luz, são igualmente suspensos em vácuo para minimizar a interferência causada por ruídos sísmicos e acústicos. Na configuração do Advanced Virgo, a instrumentação empregada para detecção de sinais gravitacionais e controle do interferômetro (como fotodiodos, câmeras e eletrônicos associados) também está instalada em várias bancadas suspensas no vácuo, garantindo a minimização das fontes de ruído.^[44]:477

O design dos super atenuadores baseia-se na atenuação passiva do ruído sísmico, alcançada por meio da conexão em série de múltiplos pêndulos, sendo cada pêndulo um oscilador harmônico. Cada um tem uma frequência ressonante específica (que diminui com o comprimento do pêndulo) acima do qual o ruído é atenuado; ao interligar múltiplos pêndulos, a atenuação do ruído é ampliada em doze ordens de magnitude, criando uma série de frequências ressonantes progressivamente mais altas do que as de um único pêndulo longo.^[67] A frequência ressonante mais alta do sistema de super atenuadores é de aproximadamente 2 Hz, garantindo que as perturbações sejam eficientemente atenuadas a partir de 4 Hz,^[44]:416 atingindo a faixa de frequência necessária para a detecção de ondas gravitacionais em torno de 10 Hz. No entanto, esse sistema apresenta uma limitação importante: o ruído na faixa de frequência ressonante (abaixo de 2 Hz) não é completamente filtrado, podendo resultar em oscilações amplificadas. Para mitigar este efeito, é implementado um sistema de amortecimento ativo, composto por sensores que monitoram continuamente o ruído sísmico e atuadores que controlam os super atenuadores para contrabalançar as perturbações o ruído.^[67]

Parte da luz que circula nas cavidades dos braços do interferômetro é redirecionada para o sistema de detecção por meio do beam splitter. O interferômetro opera próximo ao ponto de franja escura, o que implica que uma quantidade mínima de luz seja transmitida para a saída, enquanto a maior parte é refletida de volta para a entrada, sendo coletada pelo espelho de reciclagem de potência. Uma fração dessa luz é então refletida de volta pelo espelho de reciclagem de sinal, enquanto o restante segue em direção ao sistema de detecção. Antes de ser registrada pelos fotodiodos, responsáveis pela medição da intensidade luminosa, a luz passa pelo limpador do modo de saída, um componente crucial para a eliminação de "modos de ordem elevada" (luz propagando-se de forma indesejada, tipicamente devido a pequenas imperfeições nos espelhos)^[69]. Tanto o output mode cleaner quanto os fotodiodos são mantidos em suspensão no vácuo, minimizando a influência de ruídos externos.^[43]

Com a introdução do período de observação O3, foi implementada uma fonte de vácuo comprimido para mitigar o ruído quântico, uma das principais limitações à sensibilidade do detector. A técnica de vácuo comprimido reduz as flutuações de uma grandeza à custa do aumento das flutuações de outra, em conformidade com o princípio da incerteza de Heisenberg. No contexto do interferômetro, essas grandezas correspondem à amplitude e à fase da luz.^[70] A ideia de utilizar vácuo comprimido foi proposta por Carlton Caves em 1981, nas fases iniciais do desenvolvimento de detectores de ondas gravitacionais.^[71] Durante o período O3, foi implementada uma compressão independente da frequência, na qual a compressão ocorre uniformemente em todas as frequências. Esse ajuste permitiu a redução do "ruído de disparo" (dominante em altas frequências) e o aumento do ruído de pressão de radiação (dominante em baixas frequências), sem comprometer a sensibilidade do instrumento.^[72] Com a injeção do vácuo comprimido, foi possível reduzir o ruído quântico em 3,2 dB nas altas frequências, resultando em um aumento de cinco a oito por cento no alcance do detector.^[70] Tecnologias mais avançadas de compressão estão sendo desenvolvidas,^[73] combinando a abordagem do período O3 com a introdução de uma nova cavidade de filtro de 285 metros de comprimento. Essa abordagem, conhecida como compressão dependente da frequência, permite um controle mais refinado do ruído: reduz o ruído de disparo em altas frequências (onde o ruído de pressão de radiação é irrelevante) e diminui o ruído de pressão de radiação em baixas frequências (onde o shot noise tem menor impacto).^[74][75]

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  Vista aérea do local do Virgo em 2015, mostrando o braço oeste (em cima) e parte do braço norte (à direita), juntamente com os diversos edifícios.
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  Panorama da entrada do Virgo.
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  O braço norte de 3 km de comprimento.
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  (Frente) Prédio da sala de controle do detector e centro local de computação.
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  O edifício central, que abriga a maioria dos componentes críticos do instrumento.
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  A cavidade limpadora do modo (à esquerda, que filtra o feixe de laser) e o braço oeste.

O detector Virgo possui uma configuração geométrica em forma de "L", com dois braços perpendiculares de 3 km de comprimento. A intersecção dos braços é ocupada pelo edifício central, que abriga os principais componentes ópticos e eletrônicos, incluindo o laser, o divisor de feixe e os espelhos de entrada. Ao longo do braço oeste, uma cavidade menor e o edifício associado contêm o limpador de modo de entrada, enquanto os espelhos finais estão localizados em um edifício dedicado no extremo de cada braço. Ao sul do braço oeste, edifícios adicionais abrigam escritórios, oficinas, o centro de computação e a sala de controle dos instrumentos.^[76]

Os túneis dos braços, por onde os feixes de laser percorrem, são revestidos internamente com tubos mantidos em vácuo ultra-alto. O Virgo é a maior instalação de vácuo ultravioleta da Europa, com um volume de 6.800 metros cúbicos.^[77] Cada um dos dois braços de 3 km é formado por longos tubos de aço com 1,2 m de diâmetro, nos quais a pressão residual do vácuo atinge um nível de aproximadamente um milésimo de um bilionésimo de uma atmosfera, ou seja, 100 vezes mais fino do que no design original do Virgo. As moléculas residuais de gás, predominantemente hidrogênio e água, têm um impacto limitado no trajeto dos feixes de laser.^[44]:525 O sistema de vácuo é controlado por grandes válvulas de gaveta em ambas as extremidades dos braços, permitindo o trabalho nas torres de vácuo dos espelhos sem comprometer a integridade do vácuo ultra-alto. As torres que abrigam os espelhos e os atenuadores são divididas em duas seções, com diferentes níveis de pressão,^[78] e os tubos do vácuo passam por um processo de "cozedura" em que são aquecidos a 150 °C para eliminar partículas indesejadas de suas superfícies. Embora as torres também tenham sido submetidas ao processo de cozedura no projeto inicial, atualmente são utilizadas armadilhas criogênicas para evitar a contaminação residual.^[44]:526

Devido à alta potência do interferômetro, os espelhos estão sujeitos aos efeitos de aquecimento pelo laser (apesar da absorção extremamente reduzida). Esses efeitos podem resultar em distorções causadas pela dilatação térmica ou mudanças no índice de refração do substrato, fazendo com que parte da luz escape do interferômetro e gerando perturbações no sinal detectado. Para mitigar esses efeitos, foi implementado um sistema de compensação térmica (TCS), que inclui sensores de frente de onda Hartmann^[79] para monitoramento de aberrações ópticas com uma fonte de luz auxiliar, e dois atuadores: lasers de CO₂ para aquecer partes dos espelhos para corrigir os defeitos e aneis de aquecimento para ajustar o raio de curvatura dos espelhos. O sistema TCS também corrige "defeitos frios", que são imperfeições permanentes introduzidas durante a fabricação dos espelhos.^{[80][44]:187-188} Durante o período O3, o TCS permitiu um aumento de 15% na potência do interferômetro, ao mesmo tempo que reduziu pela metade a potência perdida pelo interferômetro.^[81]

Outro componente essencial do sistema é o controle da luz dispersa, que pode ocorrer devido à dispersão em superfícies ou reflexão indesejada. A recombinação dessa luz com o feixe principal pode introduzir ruído significativo, muitas vezes difícil de modelar ou rastrear. Para minimizar os efeitos da luz dispersa, são utilizadas placas absorventes (baffles) posicionadas próximas às óticas e dentro dos tubos do interferômetro. Precauções adicionais são tomadas para garantir que os baffles não interfiram nas operações do interferômetro.^[82][83][77]

A calibração do detector é fundamental para estimar sua resposta a ondas gravitacionais e reconstruir corretamente os sinais detectados. Envolve mover os espelhos de forma controlada e medir o resultado. Durante as fases iniciais do Virgo, a calibração era realizada principalmente por meio da agitação de um pêndulo no qual o espelho estava suspenso, utilizando bobinas para gerar um campo magnético que interagia com ímãs fixados no pêndulo.^[85] Esse método foi utilizado até ao período O2. Para O3, a calibração principal passou a ser feita por fótons (PCal), que utiliza um laser auxiliar para deslocar os espelhos por pressão de radiação.^[86][87] Para validar os resultados da PCal, foi introduzido o método Newtoniano (NCal) no final de O2, o qual usa a gravidade para mover os espelhos, colocando uma massa em rotação a uma distância específica deles.^[88][87] O NCal se tornou o método principal de calibração no início da segunda parte de O4, devido ao seu desempenho superior em comparação com o PCal. O PCal continua sendo utilizado para validar os resultados do NCal e para investigar frequências mais altas que o NCal não consegue acessar.^[84]

Por fim, o sistema de aquisição de dados do interferômetro é responsável pela coleta e gerenciamento dos dados medidos, tanto na saída do interferômetro quanto nos sensores distribuídos ao longo da instalação. Esses dados são gravados em arquivos e distribuídos para análise posterior, por meio de hardware eletrônico especializado e software desenvolvido especificamente para essa finalidade.^[89]

O detector Virgo é suscetível a uma variedade de fontes de ruído que limitam sua sensibilidade e capacidade de detectar sinais de ondas gravitacionais. Dentre as principais fontes de ruído com uma larga faixa de frequência, que limitam a sensibilidade global do detector, destacam-se:^[91][77]

• Ruído sísmico: Refere-se aos movimentos do solo causados por fontes naturais e antropogênicas, como ondas no Mar Mediterrâneo, vento e atividades humanas. Este ruído é predominante em frequências baixas, com intensidade significativa até aproximadamente 10 Hz.
• Ruído térmico: Este ruído é originado pela agitação térmica dos espelhos e de seus fios de suspensão, que se movimentam devido às flutuações de temperatura. O ruído térmico é significativo em frequências que variam de algumas dezenas até algumas centenas de Hz.
• Ruído quântico: Inclui tanto o ruído de disparo do laser, que resulta das flutuações na potência do laser detectada pelos fotodiodos, sendo relevante a partir de algumas centenas de Hz, quanto o ruído de pressão de radiação, causado pela pressão exercida pelo laser sobre os espelhos, predominante em frequências mais baixas.
• Ruído newtoniano: Originado por flutuações no campo gravitacional terrestre, que afetam a posição dos espelhos do interferômetro. Esse tipo de ruído é mais proeminente em frequências abaixo de 20 Hz.

Além dessas fontes de ruído amplas, existem outras que afetam faixas de frequência mais específicas, incluindo: ruído de rede elétrica, proveniente da frequência de 50 Hz, correspondente à rede elétrica europeia, com harmônicos observados em 100 Hz, 150 Hz e 200 Hz; "modos de violino" a 300 Hz (e vários harmônicos), que correspondem às frequências de ressonância das fibras de suspensão do interferômetro (essas vibrações são análogas às geradas pelas cordas de um violino, o que confere ao fenômeno seu nome): e lLinhas de calibração, que aparecem quando os espelhos são deslocados para fins de calibração do detector, gerando frequências características associadas a esses movimentos.^[92][93]

Outras fontes de ruído de curto prazo podem afetar a sensibilidade do detector, como tempestades e terremotos, que podem temporariamente elevar o nível de ruído ambiental.^[77] Além disso, "glitches", que são artefatos transitórios nos dados, podem ser causados por falhas momentâneas nos instrumentos. Estima-se que aproximadamente 20% dos eventos detectados sejam afetados por esses glitches, necessitando de técnicas avançadas de processamento de dados para minimizar seu impacto.^[94]

A sensibilidade de um detector de ondas gravitacionais é altamente dependente da frequência e é frequentemente representada por meio de uma curva que descreve o espectro de potência do ruído (ou, alternativamente, o espectro de amplitude, que é a raiz quadrada do espectro de potência). A interpretação dessa curva é que, quanto mais baixa for a curva, maior a sensibilidade do detector. O detector Virgo é classificado como um interferômetro de banda larga, com uma sensibilidade que varia desde alguns Hz até 10 kHz. A curva de sensibilidade do Virgo de 2011 é representada em uma escala log-log.^[97]

A distância do horizonte é a medida padrão para quantificar a sensibilidade de um detector de ondas gravitacionais. Ela é definida como a distância máxima a partir da qual um sinal de uma fonte de referência, como um sistema binário de estrelas de nêutrons (com massas de 1,4 massas solares para cada componente), pode ser detectado com uma relação sinal-ruído (SNR) de 8. Essa distância é geralmente expressa em megaparsecs (Mpc).^[98] Durante o período O3, o alcance do Virgo variou entre 40 e 50 Mpc.^[51] Vale ressaltar que essa faixa de alcance não deve ser interpretada como um limite máximo do detector, pois fontes mais massivas, com maiores amplitudes de sinal, podem ser detectadas a distâncias ainda maiores.^[98]

Cálculos teóricos indicam que a sensibilidade do detector escala aproximadamente com a relação ${\displaystyle {\frac {1}{L\times {\sqrt {P}}}}}$, onde ${\displaystyle L}$ é o comprimento do braço do interferômetro e ${\displaystyle P}$ é a potência do laser no divisor de feixe. Para melhorar a sensibilidade, é necessário aumentar esses parâmetros. Isso é alcançado por meio do uso de braços mais longos, cavidades ópticas dentro dos braços para maximizar a exposição ao sinal e reciclagem de potência, que visa aumentar a energia do laser nos braços do interferômetro.^[91][99]

Artigo principal: Ground-based interferometric gravitational-wave search § Data analysis

Uma parte significativa dos recursos da colaboração Virgo é dedicada ao desenvolvimento e à implementação de softwares de análise de dados, projetados para processar os dados produzidos pelos detectores. Exceto pelos softwares responsáveis pela aquisição de dados e pelas ferramentas de distribuição de dados, os esforços no desenvolvimento desses softwares são compartilhados entre os membros das colaborações LIGO, Virgo e KAGRA, como parte da colaboração conjunta LIGO-Virgo-KAGRA (LVK).^[14]

Os dados gerados pelos detectores estão inicialmente disponíveis apenas para os membros da colaboração LVK. Segmentos de dados relacionados a eventos detectados são divulgados nas publicações científicas associadas. Após um período de propriedade (atualmente de 18 meses), os dados completos são disponibilizados ao público. Durante o terceiro período de observação (O3), dois conjuntos de dados foram liberados (O3a e O3b), correspondendo, respectivamente, aos primeiros e aos últimos seis meses da campanha.^[100] Após esse período, os dados podem ser acessados por meio da plataforma Gravitational Wave Open Science Center (GWOSC).^[101][102]

A análise dos dados requer a aplicação de uma variedade de técnicas, cada uma voltada para a investigação de diferentes tipos de fontes de ondas gravitacionais. Grande parte dos esforços está voltada para a detecção e análise de fusões de objetos compactos, que até o momento representam o único tipo de fonte detectada. Softwares específicos de análise estão continuamente processando os dados para identificar esse tipo de evento, e uma infraestrutura dedicada é utilizada para alertar a comunidade científica online.^[103] Além disso, esforços significativos são direcionados para a análise offline, após o período de aquisição de dados, incluindo pesquisas de fontes contínuas,^[104] análise de fundos estocásticos^[105] e investigações mais profundas sobre eventos detectados.^[103]

Mais informações: List of gravitational wave observations

O Virgo detectou um sinal gravitacional pela primeira vez durante o segundo período de observação (O2) da era "avançada"; apenas os detectores LIGO estavam operando durante o primeiro período de observação. O evento, denominado GW170814, foi uma fusão entre dois buracos negros. Foi o primeiro evento detectado por três detectores diferentes, permitindo uma localização muito mais precisa em comparação com eventos da primeira campanha. Ele também permitiu a primeira medida conclusiva da polarização das ondas gravitacionais, fornecendo evidências contra polarizações diferentes das previstas pela relatividade geral.^[45]

Pouco depois, foi detectado o evento GW170817, a primeira fusão de duas estrelas de nêutrons observada pela rede de detectores de ondas gravitacionais e, até fevereiro de 2025, o único evento confirmado com uma contraparte eletromagnética em raios gama, telescópios ópticos, rádio e raios X. Nenhum sinal foi observado no Virgo,^[2] mas essa ausência foi crucial para a restrição mais precisa da localização do evento, pois permitiu descartar regiões do céu onde o sinal deveria ter sido visível no Virgo. Esse evento, que envolveu mais de 4.000 astrônomos,^[106] melhorou a compreensão das fusões de estrelas de nêutrons^[107] e impôs restrições rigorosas à velocidade da gravidade.^[108]

Várias buscas por ondas gravitacionais contínuas foram realizadas em dados de campanhas anteriores. As buscas da O3 incluíram uma pesquisa em todo o céu,^[109] pesquisas direcionadas para a fonte Scorpius X-1^[110] e vários pulsares conhecidas (incluindo os pulsares do Caranguejo e da Vela),^[111][112] além de buscas direcionadas para remanescente das supernovas Cassiopeia A e Vela Jr.^[113], bem como para o Centro Galáctico.^[114] Embora nenhuma dessas buscas tenha identificado um sinal, foi possível estabelecer limites superiores em alguns parâmetros. Em particular, descobriu-se que a deformação das estrelas de nêutrons conhecidas deve ser de no máximo 1 mm.^[109]

O Virgo também foi incluído na mais recente busca por fundo estocástico de ondas gravitacionais junto com o LIGO, combinando os resultados da O3 com os dos períodos O1 e O2 (que usaram apenas dados do LIGO). Nenhum fundo estocástico foi observado, melhorando as restrições sobre a energia do fundo em uma ordem de magnitude.^[115]

Estimativas amplas da constante de Hubble também foram obtidas; a melhor estimativa atual é 68⁺¹²
_-8 km s⁻¹ Mpc⁻¹, combinando os resultados de fusões de buracos negros e do evento GW170817. Esse resultado é consistente com outras estimativas, mas ainda não tem precisão suficiente para resolver os debates atuais sobre seu valor exato.^[22]

A Colaboração Virgo participa de várias atividades para promover a comunicação e a educação sobre ondas gravitacionais para o público em geral.^[116] Um exemplo de atividade são as visitas guiadas às instalações do Virgo para escolas, universidades e público em geral.^[117] No entanto, muitas atividades de divulgação ocorrem fora do local do Virgo, incluindo palestras públicas, cursos sobre atividades do Virgo^[116] e participação em festivais de ciência.^{[118][119][120]}Além disso, a colaboração desenvolve métodos e dispositivos para facilitar a compreensão das ondas gravitacionais e de tópicos relacionados. A Colaboração também está envolvida em projetos artísticos visuais, como The Rhythm of Space, no Museo della Grafica, em Pisa,^[121] e On Air, no Palais de Tokyo,^[122] em Paris, e concertos^[123]. Essas iniciativas incluem a promoção da igualdade de gênero na ciência, destacando o trabalho das mulheres no Virgo e na comunicação científica para o público em geral.^[124]